las estrellas un perfecto ejemplo de la energía del tiempo y el espacio
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Energía del tiempo y el espacio.TRANSCRIPT
Las estrellas un perfecto ejemplo de la energiacutea del tiempo y
el espacio
Les eacutetoiles un exemple parfait de la puissance du
temps et iquestrsquoespaceDie Sterne ein perfektes Beispiel fuumlr die Macht der Zeit und Raum
Le stelle un perfetto esempio del potere del tempo e dello spazio
Estrellas
Ejemplo perfecto de la energiacutea del Tiempo y el espacio
Iacutendice
Prefacio
Articulo
EstrellasLa materia productora de energiacutea reciclable e infinita
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del tiempo y el espacio
Epilogo
PREFACIO
Este articulo esta traducido electroacutenicamente a otras lenguas pedimos disculpas si este difiere del original escrito en lengua Espantildeola
Energiacutea Tiempo Espacial
La energiacutea del tiempo y el espacio pareciera provenir de la nada pero esta no es la respuesta ya que bajo circunstancias especiales y bajo ciertos mecanismos la energiacutea aparece y de la misma forma bajo circunstancias especiales y bajo circunstancias especiales opuestas la energiacutea se disipa
Esta ecuacioacuten E=c1 M m t1 x-i1 i2 i3 es una ecuacioacuten central de caraacutecter universal y solo con esta base se explican todas las interacciones entre materia y energiacutea lo que da paso a que la muy conocida ecuacioacuten de el Dr Albert Einstein E=mc2 se vuelva obsoleta e inaplicable para explicar la procedencia de la energiacutea excedente y la energiacutea continua o infinita en el universo
M= c1 e1 g1= E i1
El universo es la cuna de circunstancias especiales que da paso a la energiacutea del tiempo y el espacio y de la materia lo que podemos decir es que tambieacuten bajo circunstancias especiales pero en una interaccioacuten entre la materia energiacutea y las fuerzas que en el universo hay se crean nuevas materias lo cual podemos resumir como
M= c1 e1 = E E= c1 e1 c2 F U c3= M De esta forma se explica la constante del universo en cuanto a la expansioacuten y aparicioacuten de nuevas materias
Pero debemos reconocer que aun con todos los avances tecnoloacutegicos y con nuestra sabiduriacutea limitada no podemos asegurar que fue primero si la energiacutea o la materia y como aparecieron las fuerzas que rigen nuestro universo por lo que en una forma simple aceptamos y esto por fe que en el principio creo Dios los cielos y la tierra y todo lo que en el universo hay
Generalmente los grandes descubrimientos han sido hechos gracias a que algunos individuos en forma simple llegan a grandes conclusiones
Hay un dicho que dice que entre mas grande sea la mentira mas gente la cree desgraciadamente esto en la realidad muchas veces es asiacute las ensentildeanzas estaacuten en manos de grupos pequentildeos y estos deciden que es lo que se debe ensentildear y como debe hacerse y no solo eso sino que tambieacuten cuando debe de ser esto esto la verdad es una ventaja pero gracias a que como en lo bioloacutegico siempre hay alguna defensa de la misma forma en los conocimientos siempre encontraremos alguien que disiente y gracias a estos que disienten se caen las grandes mentiras aceptadas por las mayoriacuteas
Por ejemplo en el pasado se aceptaba que la tierra era plana gracias a los que disentiacutean ahora sabemos que esto no es asiacute O bien en el pasado mas reciente se deciacutea que las maquinas no podiacutean volar y esto era avalado y apoyado matemaacuteticamente gracias a los pioneros de la aviacioacuten ahora sabemos que estaban equivocados y no solo eso sino que muchos de nosotros hemos volado alguna vez en alguna maquina
En la actualidad lo aceptado en el tema de la energiacutea es que esta ni se crea ni se destruye solo se transforma y no solo es aceptado sino que en forma institucional es ensentildeado y esto avalado
matemaacuteticamente pero gracias a algunos cuantos esto esta por caer y los ciegos guiacuteas de ciegos estaacuten por ser avergonzadosCon este artiacuteculo mostraremos en una forma sencilla como estas ensentildeanzas erroacuteneas no tienen fundamento ya que esto es evidente en las cosas visibles y con los pocos conocimientos que la historia nos ha proporcionado hasta el diacutea de hoy La fiacutesica moderna esta enfrascada en poder consolidar en una sola ecuacioacuten las verdades del universo pero esto no es posible ya que los fundamentos son erroacuteneos y por lo tanto no es posible consolidar todo en una sola ecuacioacuten
El presidente Barack Obama daraacute una sorpresa al mundo antes de que termine su mandato y esta conmocionara al mundo cientiacutefico y lo marcara positivamente en los anales de la historia
Articulo
Los resuacutemenes de este articulo estan escrito en una forma simple para que cualquier persona con o sin conocimientos en materia de fiacutesica pueda comprenderlo en forma sencilla sin formulas matemaacuteticas poniendo como ejemplo cosas conocidas de todos universalmente
Estrellas
Formacioacuten de las estrellas
La mayoriacutea de los astrofiacutesicos creen que en la gran explosioacuten que fue el origen del universo soacutelo se formaron
elementos ligeros como hidroacutegeno y helio con un poco de deuterio y de litio pero no elementos quiacutemicos pesados Los astrofiacutesicos llaman a estos primeros elementos laquoelementos primordialesraquo para diferenciarlos de los elementos que se sintetizaron posteriormente en los hornos nucleares del interior de las estrellas o en explosiones de supernovas En un principio el universo era soacutelo gas de helio e hidroacutegeno primordiales Las estrellas vinieron
despueacutes cuando se condensoacute el gas para formarlas Las primeras estrellas no pueden haber tenido elementos pesados simplemente porque no los habiacutea A esas estrellas laquopurasraquo (que son hipoteacuteticas porque nadie ha visto nunca ninguna) se les llama estrellas de poblacioacuten III Pero esas estrellas primordiales realizaron una importante tarea preparando los primeros elementos maacutes pesados como carbono y nitroacutegeno a partir de los ligeros como el hidroacutegeno y el helio mediante transmutacioacuten y combustioacuten nuclear Cuando las estrellas de poblacioacuten III murieron en explosiones espectaculares se esparcioacute en el espacio interestelar toda su produccioacuten de elementos pesados Estos raros elementos pesados acabaron con el tiempo en las estrellas maacutes viejas observadas hasta hoy las de poblacioacuten II Estas a su vez fabricaron maacutes elementos pesados que vertieron posteriormente en el espacio y que acabaron en las estrellas maacutes joacutevenes de poblacioacuten I Estos elementos pesados del medio interestelar de polvo y gas que ocupa el espacio que se extiende entre las estrellas tienden a agruparse cuando chocan los aacutetomos formando diminutos corpuacutesculos de polvo del tamantildeo de una cienmileacutesima de centiacutemetro Estos diminutos granos de polvo se congregan en las nubes oscuras y grumosas de los medios interestelares de los brazos en espiral de la galaxia que es donde nacen nuevas estrellas Mediante un proceso grandioso de reciclaje se forman estrellas nuevas del material de las estrellas muertas Pero iquestcoacutemo nacen exactamente las estrellas Hemos mencionado anteriormente que nunca hemos llegado a ver coacutemo nace una estrella Pero como lo hemos venido estudiando estamos convencidos que las estrellas nacen en el seno de densas nubes de polvo y gas que hay en los brazos espirales de las galaxias unas nubes tan densas que la luz visible no puede atravesarlas Ese convencimiento pese a que ha sido imposible hasta ahora observar siquiera el nacimiento de una estrella es el producto de los avances que se han alcanzado en el desvelamiento de ese proceso tan complejo Quedan muchiacutesimas incoacutegnitas porque en el nacimiento de las estrellas se producen muchos tipos de interacciones fiacutesicas pero la mayoriacutea de los astrofiacutesicos confiacutean en que pronto dispondremos de una teoriacutea completa
En este mismo capiacutetulo III hemos estudiado que en el espacio que se extiende entre las estrellas hay un medio interestelar en movimiento compuesto de gas (aacutetomos y moleacuteculas independientes) y de polvo (pequentildeos granos de materia) El medio interestelar es muy sutil (tan soacutelo constituye todo eacutel un 5 por ciento de la masa galaacutectica) pero se concentra en determinados puntos Han sido varios los sateacutelites que juntos al HST han ido revolucionando nuestra visioacuten de este medio interestelar Las mediciones que se han venido efectuando del espectro de luz en la regioacuten ultravioleta muy lejana una radiacioacuten que no puede atravesar la atmoacutesfera terrestre y que soacutelo puede captarse por encima de ella Mediante los datos que se han logrado reunir los astroacutenomos han venido descubriendo la gran abundancia de moleacuteculas y aacutetomos diversos en el medio interestelar su temperatura y muchas otras caracteriacutesticas Por otra parte la astronomiacutea infrarroja ha jugado un rol importantiacutesimos para que el convencimiento del cual hemos estado hablando se vaya asentando cada vez maacutes en el pensamiento de la mayoriacutea de los astrofiacutesicos En la actualidad no existen casi dudas de que muchos de los objetos infrarrojos maacutes interesantes estaacuten asociados con la formacioacuten de las estrellas Se considera asiacute dado que se tiene la certeza de que las estrellas son formadas como lo hemos mencionado por nubes de gas y polvo que se colapsan por su propia gravedad Al colapsarse la nube gaseosa aumenta su densidad y su temperatura y se hace maacutes caliente y densa en su centro que es donde con el tiempo surgiraacute la nueva estrella El objeto formado al centro de la nube colapsada que luego se convertiraacute en estrella se denomina protoestrella Como las protoestrellas estaacuten rodeadas de gas y polvo es difiacutecil detectarlas como luz visible Las ondas visibles que emite son absorbidas por la materia que la rodea Soacutelo en las fases evolutivas maacutes avanzadas cuando la protoestrella alcanza maacutes temperatura y su radiacioacuten despeja gran parte del material adyacente la nueva estrella puede ser detectada como luz visible Hasta entonces las protoestrellas soacutelo se pueden detectar como luz infrarroja La luz de la protoestrella es absorbida por el polvo que la rodea el cual se calienta e irradia en el infrarrojo Los estudios de las regiones de formacioacuten de las estrellas nos daraacuten informacioacuten clave sobre coacutemo nacen las estrellas y en consecuencia acerca de la formacioacuten de nuestro propio sol y de nuestro sistema solar Un acontecimiento de suma importancia para la astronomiacutea infrarroja fue el lanzamiento del IRAS el 25 de enero de 1983 Este sateacutelite levantoacute un mapa infrarrojo completo del firmamento Su telescopio recorriacutea dos veces cada siete meses todo el cielo Su misioacuten principal consistiacutea en examinar los puntos calientes en los que los astroacutenomos sospechaban que se formaban las estrellas El sateacutelite localizoacute docenas de fuentes de radiacioacuten infrarroja en la nebulosa de la Taraacutentula localizada en la Gran Nube de Magallanes una galaxia proacutexima Algunas de estas radiaciones pueden deberse a interacciones de joacutevenes estrellas con el denso polvo que las rodea Otras pueden ser auteacutenticas protoestrellas posibilidad que entusiasma a los astroacutenomos
El sateacutelite IRAS catalogoacute millares de condensaciones calientes y densas dentro de las nubes de gas y polvo que podriacutean ser regiones de formacioacuten de las estrellas Arriba se incluyen dos imaacutegenes del IRAS la constelacioacuten de Orioacuten (izquierda) en la cual existen varias regiones de formacioacuten estelar activa y la nube Rho Ophiuchi (derecha)
Ahora bien para responder exactamente a la interrogante que nos formulamos al principio de la paacutegina habremos de recurrir a los astrofiacutesicos teoacutericos y a sus modelos computarizados Como lo hemos mencionado y lo veremos en las siguientes secciones los astrofiacutesicos teoacutericos elaboran sus modelos sobre la formacioacuten de las estrellas sostenieacutendose en gigantescos complejos de nubes moleculares las cuales al fragmentarse por los efectos de la gravedad se empiezan a formar bolas de gas y polvo cuyo proceso lo conocimos en la seccioacuten 0302 Cuando esas bolas se han contraiacutedo hasta alcanzar el tamantildeo del sistema solar su temperatura habraacute alcanzado ya los 1000deg C es decir por encima del punto de fusioacuten de los metales Transcurridos unos 100000 antildeos despueacutes de iniciarse la contraccioacuten la masa que se encontraba aglomerada al principio del proceso seguacuten algunos modelos confiables se aglutina dentro de un espacio que no es mayor que el que ocupa la Tierra con su oacuterbita y su temperatura seriacutea de cientos de miles de grados Lo anterior dariacutea como resultado un objeto astronoacutemico que auacuten no es una estrella pero siacute tiene nombre laquoprotoestrellaraquo
Una vez que se forma la protoestrella eacutesta sigue evolucionando en un proceso que dura unos diez millones de antildeos durante el cual sigue contrayeacutendose y calentaacutendose hasta que comienza a desprenderse a traveacutes de su laquoviento estelarraquo del polvo y gas que la rodea cambiando su denominacioacuten primaria por el de estrella T-Tauri A estas laquoestrellasraquo se les ha logrado identificar dado el hecho de que el polvo caliente que auacuten permanece en su alrededor irradia en el infrarrojo Ademaacutes se ha logrado establecer evidencias de que el gas y polvo remanente que las circunda forman discos giratorios que podriacutean corresponder al inicio de sistemas planetarios
Las ilustraciones de la figura de arriba corresponden a una protoestrella (izquierda) y a una estrella T- Tauri (derecha) En la primera de las nombradas el artista intenta representar a una protoestrella durante su proceso evolutivo en que va desprendieacutendose del polvo y gas que la rodea La segunda representa a una activa T-Tauri naciente de un tamantildeo de dos a cinco veces el del Sol
entre erupciones bajo la tensioacuten de su propia contraccioacuten arrojando llamaradas gigantescas curvadas prominencias (en blanco) y un ondeante viento estelar (en amarillo)
La conducta de una T-Tauri es poco convencional para una estrella e imprevisible salvo que la comparemos con los comportamientos infantiles ya que su edad fluctuacutea entre los cien mil a un milloacuten de antildeos poco para una estrella Las T- Tauri tienen unos espectros de emisioacuten ricos complejos y con frecuencia anoacutemalos Con certeza se hallan rodeadas de gas caliente y de chorros luminosos de materia que aumentan la dificultad de interpretar los procesos fiacutesicos que en ellas se producen Las T-Tauri son desconcertantes por la diversidad de caracteriacutesticas extrantildeas como las mencionadas una diversidad que cuando se llegue a comprender nos ayudaraacute a entender esas estrellas bebes y extrantildeas y los gases que las acompantildean
Modelo de formacioacuten de estrellas
Existen hoy diacutea varios modelos astrofiacutesicos en boga que han sido formulados para tratar de explicar el proceso de
formacioacuten de estrellas La seleccioacuten para realizar una difusioacuten de alguno de ellos no es faacutecil Por ello aquiacute vamos a describir a aquellos que al subscrito le parecen que podriacutean estar maacutes cercanos a ser viables Entre ellos comenzaremos por los que propugnan dos desenlaces posibles del proceso de contraccioacuten de una nube dependiendo entre otras cosas de la cuantiacutea inicial de momento angular Una posibilidad es que el gas y el polvo que se contraen formen dos estrellas que orbiten entre ellas lo que se denomina sistema binario La otra posibilidad es que soacutelo se forme una estrella distribuyeacutendose el momento angular en un sistema planetario auxiliar Si estos modelos son correctos la mitad de las estrellas de nuestra galaxia dado que son binarias seguacuten las observaciones no tendriacutean planetas acompantildeantes mientras que la otra mitad (las estrellas individuales) probablemente siacute tengan sistemas planetarios Esta conclusioacuten (que todas las estrellas individuales tienen planetas) se basa en complicados datos del proceso de transferencia del momento angular en el interior de la nube de gas que auacuten no comprendemos a cabalidad Algunos astrofiacutesicos creen que durante la formacioacuten de la estrella el momento angular puede ser transferido al viento estelar siendo por tanto el de los planetas y su formacioacuten independiente
Sin embargo y dada esas
complicaciones muchos astrofiacutesicos teoacutericos creen que en el nacimiento de una estrella individual como nuestro Sol hay un disco de materia de desecho que gira a su alrededor lo mismo que la clara de un huevo frito rodeando a la yema A ese posible disco se le ha denominado laquonebulosa solarraquo y es de ella desde donde posteriormente se formaron los planetas del sistema solar Pero los problemas matemaacuteticos que plantea la elaboracioacuten de modelos teoacutericos de la nebulosa solar resultan especialmente difiacuteciles porque no hay datos de observacioacuten que orienten a quien construye el modelo Hasta ahora y pese a la gran cantidad de exoplanetas descubiertos nadie ha visto maacutes que un sistema planetario al final de su etapa de formacioacuten el nuestro Pero si hemos de creer en estos modelos de la nebulosa solar los planetas se habriacutean formado cuando la materia del disco comenzoacute a condensarse y a formar grumos Los grumos maacutes grandes acumularon auacuten maacutes fragmentos de materia Seguacuten una teoriacutea el cinturoacuten de asteroides que existe entre Marte y Juacutepiter es una coleccioacuten de grumos que no llegaron a condensarse para formar un auteacutentico planeta Cuando el Sol entroacute en ignicioacuten emitioacute un viento gigantesco que esparcioacute todos los fragmentos que no formaban cuerpos suficientemente grandes tales como lunas y planetas
Pereciese dado los hallazgos de exoplanetas orbitando estrellas que esa descripcioacuten del origen del sistema solar se acercariacutea a la que puede ser la correcta y que los sistemas planetarios seriacutea tan comunes al menos en estrellas semejantes al Sol que es una estrella individual tiacutepica Los datos procedentes de sondas enviadas a los planetas asiacute como las naves que han orbitado a algunos de ellos nos diraacuten mucho maacutes en los proacuteximos antildeos sobre el origen
Una representacioacuten de formacioacuten estelar a partir de una nube de gas y polvo que se contrae por la gravitacioacuten La gigante nube se fragmenta en grumos que a su vez volveran a fragmentarse Uno de estos grumos sigue rotando y contrayeacutendose durante millones de antildeos Final mente se formaraacute un cuacutemulo estelar de algunos cientos de estrellas (un resultado posible) En los momentos que las estrellas comenzaron su ignicioacuten disipan las nubes restantes Estos nacimientos estelares van acompantildeados de chorros de materia que lanzan las nuevas estrellas cuyo origen de ser asiacute lo ignoramos auacuten
de nuestro sistema solar Pero no hay que esperar soluciones raacutepidas Pese a los aterrizajes tripulados en la Luna las rocas lunares traiacutedas a la Tierra y los datos selenoloacutegicos todaviacutea no estamos seguros del origen de la Luna y auacuten menos del origen del sistema solar Hasta ahora solamente tenemos certeza sobre el incremento del nuacutemero de sateacutelites orbitando a los grandes planetas gaseosos asiacute como de caracteriacutesticas de sateacutelites anteriormente conocidos de Juacutepiter y Saturno que han sido clarificadas por las misiones Galileo y Cassini respectivamente El estudio teoacuterico de la nebulosa solar el disco plano de materia que rodeaba al Sol primigenio no es maacutes que un ejemplo especiacutefico de un fenoacutemeno astrofoacutesico general el de los laquodiscos de acrecioacutenraquo Los anillos que rodean Saturno son otro ejemplo de disco de acrecioacuten y quizaacute lo sean tambieacuten la disposicioacuten de las estrellas de una galaxia discoidal Los agujeros negros y las estrellas de neutrones deben estar rodeados tambieacuten de un disco de gas caliente y parece probable que cuando el gas cae en el agujero o en la estrella haya una emisioacuten de sentildeales energeacuteticas En circunstancias especiales la materia tipo gas o polvo tiende sin duda a formar un disco semiestable alrededor de un objeto de masa enorme El estudio matemaacutetico de los discos de acrecioacuten acabaraacute permitieacutendonos comprender de un modo maacutes exacto no soacutelo el origen del sistema solar sino tambieacuten esas desconcertantes que nos llegan desde lo maacutes profundo del espacio
Por lo que hemos logrado conocer de las estrellas a traveacutes de la observacioacuten la impresioacuten que se tiene es de que aproximadamente la mitad de ellas que estaacuten cerca de nosotros tienen una o maacutes compantildeeras andan emparejadas o agrupadas Algunas viven formando triacuteos y hasta cuartetos Las binarias han sido estudiadas bastante extensamente Algunas de ellas en que las estrellas orbitan muy proacuteximas se denominan laquobinarias de contactoraquo pues efectivamente se tocan intercambiando grandes cantidades de masa estelar y ni que hablar de las que son maacutes pequentildeas Recientemente el sateacutelite de rayos X Chandra descubrioacute a dos estrellas enanas blancas orbitando una de la otra cada cinco minuto lo que implica que la distancia que las separa no es maacutes de 80500 km praacutecticamente una quinta parte de la distancia de la Tierra hacia la Luna Lo anterior incrementa la desconcertacioacuten de los astrofiacutesicos ya que por muchos antildeos los ha tenido laquode cabezaraquo el hecho de que miembros de grupos binarios pareciesen tener edades muy distintas Despueacutes de todo si habiacutean nacido al mismo tiempo de la misma nube de gas habriacutean de tener la misma edad Pero si las dos binarias intercambian masa durante su evolucioacuten su edad aparente puede ser muy distinta dado que si a una estrella se le sustrae o antildeade masa puede cambiar su edad aparente La observacioacuten de binarias de contacto y los modelos de computacioacuten confirmaron estos mecanismos de intercambio
Los datos obtenidos por el Chandra en observaciones de rayos X (graacutefico arriba a la izquierda) del sistema binario J08063+1527 (o J0806) muestran que las intensidades de la radiacioacuten variacutean en periacuteodos de 3215 segundos Lo anterior implica que J0806 es un sistema binario de estrellas de enanas blancas que orbitan entre ellas aproximadamente cada 5 minutos lo que deja establecido que se encuantran una de la otra a una distancia muy corta
En los uacuteltimos antildeos se ha observado un creciente aumento de la capacidad para las observaciones astronoacutemica de alta resolucioacuten para los estudios de momentos angulares en todas las longitudes de onda desde rayos X a radio El empotramiento en la Tierra de grandes telescopios y la colocacioacuten en el espacio de sateacutelites todos ellos equipados con tecnologiacuteas de punta tato oacutepticas como interferomeacutetricas nos estaacute permitiendo que exploremos al universo con una capacidad para obtener pormenores para su estudio sin precedentes Con esa implementacioacuten para la observacioacuten de alta resolucioacuten se abren las perspectivas para lograr avances significativos para entender una amplia gama de fenoacutemenos coacutesmicos En detalle las altas resoluciones en las observaciones angulares que se estaacuten alcanzando han comenzado a desempentildear un papel vital en los estudios de los procesos de formacioacuten de las estrellas proporcionando cantidades de elementos de contrastacioacuten con las teoriacuteas circulantes dentro del entorno de los fiacutesicos y astrofiacutesicos como asimismo proporcionar argumentos para formular nuevos modelos Por ahora no sabemos si el modelo sobre la formacioacuten de estrellas que hemos descrito anteriormente tiene aciertos o deberiacutea ser definitivamente arrinconado pronto se sabraacute
Dentro del aacutembito de la astrofiacutesica y tambieacuten de la cosmologiacutea una de las teoriacuteas en boga maacutes concurrida para
citarla con respecto a la formacioacuten de las galaxias en el universo se fundamenta en el modelo conocido como The Laboratory for Cosmological Data Mining (LCDM) En esa teoriacutea se asume que el componente dominante del universo estaacute formado por la materia oscura la cual se cree que consiste ndashprobablemente en su mayor porcentajendash en materia no barioacutenica elementos dominantes seriacutean partiacuteculas elementales no conocidas hasta ahora Por lo que se ha podido observar del universo la materia barioacutenica constituiriacutea solamente un 13 del total de sus
componentes lo que implica que el resto del universo estariacutea compuesto mayoritariamente por un Ω constituido por una constante cosmoloacutegica que no desaparecioacute en el tiempo Una densidad de vaciacuteo que domina con creces las densidades combinadas de energiacutea producida por materia y bariones oscuros Lo anterior ha sido sugerido con rasgos de mucha consistencia en las observaciones de supernovas distantes o extragalaacutecticas Durante las dos uacuteltimas deacutecadas del siglo XX y los antildeos transcurridos de eacutesta del 2000 las simulaciones computarizadas sobre los incrementos gravitacionales observados basados en el modelo LCDM han ayudado significativamente a poder entender el proceso de formacioacuten y las caracteriacutesticas de los halos galaacutecticos tan bien como su distribucioacuten y movimiento en el espacio Tanto es asiacute que comparativamente con otros se trata de un proceso sobre la formacioacuten de la estructura coacutesmica que se puede decir que se entiende y conoce bien Sin embargo las simulaciones cosmoloacutegicas que intentan incluir en ellas la formacioacuten de las estrellas con el objeto de poder realizar comparaciones directas con las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias observadas han resultado bastante difiacuteciles de llevar a cabo a buen teacutermino y por lo tanto sigue siendo una cuestioacuten teoacuterica muy incierta Uno de los referentes problemaacuteticos que asaltan en esos estudios de simulaciones computarizadas es el excedente de radiacioacuten friacutea del gas coacutesmico lo que hace aparecer a las galaxias simuladas muchiacutesimo maacutes luminosas que las observadas desde el propio universo Se piensa que para que ello ocurra debe existir un error importante en los modelos astrofiacutesicos formulados sobre la formacioacuten de las estrellas y sus procesos asociados a sus retrocciones Se ha considerado que ese excesivo enfriamiento que aparece en los computadores guardariacutea relacioacuten con errores teoacutericos sobre la retroaccioacuten como los que pueden producir las explosiones de supernovas o de incorrecciones en las precisiones formuladas sobre los vientos estelares El problema fundamental radica en que todaviacutea no hemos logrado conocer bien la naturaleza fiacutesica de la regeneracioacuten como asimismo en las dificultades matemaacuteticas que se tienen para intentar modelarlos dentro de simulaciones
Velocidad del gas en una galaxia en formacioacuten pequentildea Debido a que el gas se enfriacutea un disco centriacutefugo apoyado se convierte en el centro del halo galaacutectico cuyos bordes los podemos apreciar en las figuras insertadas arriba En el creciente disco gaseoso la formacioacuten de las estrellas produce un viento galaacutectico de gran alcance que se puede escapar de la galaxia
Sin embargo en un estudio realizado en el antildeo 2002 en el departamento de astrofiacutesica del Instituto Max Planck los astrofiacutesicos Springel y Hernquist propusieron un nuevo modelo de simulaciones computarizadas para estudiar la formacioacuten de estrellas En este modelo se intenta explicar la regulacioacuten de la formacioacuten de estrellas por supernovas en los medios interestelares densos (MID) Los cientiacuteficos usando un meacutetodo de anaacutelisis para la fiacutesica de MID del tipo sub-resolucioacuten lograron soslayar con su modelo varios de los problemas matemaacuteticos que usualmente aparecen en este tipo de estudios Tambieacuten ellos por primera vez lograron insertar en las simulaciones una novedosa descripcioacuten para los procesos de retroaccioacuten que efectuacutean los vientos galaacutecticos En los cuadros que hemos fijado en la figura de arriba se muestra los campos de velocidad del gas durante la formacioacuten del disco galaacutectico cuando el viento es incluido en las simulaciones En ese trabajo se demuestra que en las pequentildeas galaxias el viento se puede realmente escapar de ellas transportando el gas y los elementos pesados que fueron sintetizados por estrellas ubicadas fuera de la galaxia Por ello en esos casos la cantidad de gas que queda disponible en la galaxia para la formacioacuten de estrellas llega a ser muy pequentildea No obstante y a pesar de este significativo efecto sobre la luminosidad del disco de formacioacuten sus caracteriacutesticas morfoloacutegicas siguen siendo constantes en las galaxias espirales observadas como lo podemos apreciar en las figuras que insertamos a continuacioacuten
Proyecciones de la densidad de la luminosidad estelar de las galaxias espirales formuladas en simulaciones en las cuales se incluye el viento galaacutectico A la izquierda se muestra a una pequentildea galaxia de una masa total de 1010 mientras que a la izquierda se presenta a una galaxia de una msa 100 veces mayor En ambos casos la morfologiacutea del disco estelar de formacioacuten es absolutamente semejante al de las galaxias espirales observadas
En las galaxias pequentildeas los vientos galaacutecticos adquieren una influencia significativa en la escasa formacioacuten de estrellas ya que de ellas se pueden escapar de la gravedad de sus progenitores los halos de materia oscura Sin embargo los vientos cuando se trata de grandes galaxias son confinados de manera tal que en esos sistemas no juegan un rol significativo para impedir formaciones estelares numerosas En consecuencia se puede pensar que la retroaccioacuten por vientos soacutelo reduce la actividad de la formacioacuten de estrellas en galaxias pequentildeas lo que lleva a coincidir entre las observaciones y las predicciones del modelo LCDM Lo anterior es lo que incentiva a que en la actualidad los vientos galaacutecticos reciban bastante atencioacuten en los estudios teoacutericos Pero ademaacutes los vientos producen otro efecto interesante que es el de transportar los metales a traveacutes del medio intergalaacutectico lo que potencialmente explica porqueacute los elementos pesados se observan en los gases de baja densidad que residen en los espacios intergalaacutecticos como se ha detectado en estudios de liacuteneas espectrales de quaacutesares
La figura de arriba ilustra las diversas simulaciones cosmoloacutegicas que se utilizaron para estudiar la formacioacuten de galaxias en el universo Cada una de las series fueron desarrolladas con distintas dimensiones usando en ello una gama de diversas resoluciones matemaacuteticas En aquellas que aparecen maacutes grandes se insertaron en ellas maacutes de 68 millones de partiacuteculas Combinando los resultados de las distintas series se desarrolloacute un by pass que permite efectuar simulaciones con una gama de posibilidades que permiten estudiar a traveacutes de computacioacuten cualquier tipo de formacioacuten de estrellas en cualquiera de las configuraciones galaacutecticas
En la formulacioacuten del modelo LCDM la formacioacuten de las galaxias son las fundaciones astrofiacutesica que lo sostienen En el espacio primero se van formando pequentildeos objetos que gradualmente por efectos gravitatorios se van fusionando unos con otros para luego convertirse en masivas galaxias Las predicciones matemaacuteticas que se puede obtener para poder establecer una tasa aceptable de formacioacuten de estrellas en el universo son particularmente desafiantes en este modelo ya que establecer el nuacutemero de ellas que se forman en las galaxias requiere que las simulaciones lo resuelvan dentro de un proceso de creacioacuten simultaacutenea en todas aquellas escalas que aparecen como relevantes Es decir se formariacutean en un laquopariacute pasoraquo galaxias y estrellas Esto implica una demanda dinaacutemica substancial para todas las simulaciones Ademaacutes como ya lo hemos mencionado el efecto de retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos es significativamente importante en las galaxias pequentildeas lo que implica incrementar las dificultades en la obtencioacuten de cifras aterrizadas fijadas en los objetivos de dichas simulaciones consideraacutendose el hecho que esas galaxias se encuentran en los liacutemites de las resoluciones En consecuencia y dada esa dificultad no queda maacutes que computar considerando al efecto de retroaccioacuten de los vientos como un elemento constringente en la formacioacuten de estrellas dentro de pequentildeas galaxias De hecho en las simulaciones de este modelo la resolucioacuten total requerida no llegue a un volumen lo suficientemente satisfactorio que sea representativo para el universo observado y maacutes No se espera que en los proacuteximos antildeos los avances en informaacutetica puedan mejorar mucho esta situacioacuten Sin embargo como no estaacute inserto dentro del espiacuteritu de un cientiacutefico quedarse ahiacute Springel y Hernquist han podido soslayar en gran medida este problema En las figuras que fijaremos a continuacioacuten de este paacuterrafo se ilustra esquemaacuteticamente las simulaciones que desarrollaron esos cientiacuteficos en un Linux-Cluster del Center for Parallel Astrophysical Computing at Harvard-CfA Usando una de las secuencias con medidas asociadas a traveacutes de un especial anaacutelisis teacutecnico pudieron extender la gama dinaacutemica del modelo matemaacutetico para la formacioacuten de las galaxias llegando a alcanzar un rango dinaacutemico cercano a las 18 decenas en masas Tambieacuten para cada tamantildeo de series realizaron extensos estudios de las resoluciones lo que permitioacute obtener pruebas confiables de convergencias matemaacuteticas para cada una de las series
Ilustracioacuten computarizada de galaxias consideraacutendose un alto corrimiento al rojo A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas rodeando a una de las primeras estrellas que se forman en una de las galaxias En la simulacioacuten se considera al universo con una edad de un milloacuten de antildeos Los densos puntos blancos sentildealan a las galaxias que estariacutean en un proceso de formacioacuten de estrellas el las cuales el viento se conduce a traveacutes del medio intergalaacutectico Esos vientos son los que forman las burbujas de gas caliente que se aprecia a la derecha como se refleja en el graacutefico de temperatura que comporta la ilustracioacuten
En un fuerte corrimiento al rojo la primera estrella que se forma en las galaxias comienzan a emitir violentas emanaciones hacia el medio intergalaacutectico seguacuten lo que se puede apreciar en la ilustracioacuten de arriba Ahora cuando los vientos galaacutecticos son detenidos por colisiones ello conduce a que se formen burbujas en los MIG los cuales se llenan de un enriquecido gas metaacutelico caliente En consecuencia los vientos galaacutecticos pueden jugar un importante rol para entender el enriquecimiento en metales que se ha observado en gases galaacutecticos de baja densidad Centraacutendonos en las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias posiblemente esos vientos quizaacutes sean los causantes de las bajas tasas de formacioacuten de estrellas en las pequentildeas galaxias Sin la existencia de los vientos las galaxias no llegariacutean a un excesivo enfriamiento y seriacutean substancialmente maacutes brillantes como lo podemos observar en las figuras que a continuacioacuten insertamos
Galaxias en proceso de formacioacuten A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas en los momentos en que la densidad coacutesmica de formacioacuten de estrella se halla cerca de su maacuteximo A la derecha se muestra un close-up de una de las maacutes masivas galaxias que se ha formado hasta ahora en la cual los colores anaranjados muestran a las estrellas mientras que el azul representa al gas
En los graacuteficos que siguen a continuacioacuten se muestran las predicciones obtenidas a traveacutes del modelo compuesto de simulaciones que hemos estado describiendo para la formacioacuten de estrellas en funcioacuten del corrimiento al rojo y de tiempo acumulativo La densidad de la formacioacuten de estrellas se predice en su maacuteximo para un universo joven con un corrimiento al rojo del orden de Ζ = 55 Para la mitad de las estrellas se pronostica que se encontraban en puntos galaacutecticos del espacio hace ya maacutes de 10 mil millones de antildeos La fraccioacuten total de bariones producidos en las muertes de estrellas se considera cerca de un 10 lo que coincide con los datos de las observaciones Sin la inclusioacuten del viento galaacutectico el nuacutemero de bariones habriacutea sido substancialmente maacutes alto lo que seriacutea inconsistente con las observaciones
Historia de la formacioacuten coacutesmica de las estrellas en funcioacuten del tiempo El graacutefico de la izquierda muestra la evolucioacuten de la tasa de densidad en la formacioacuten de estrella en funcioacuten del corrimiento al rojo Los grafos azules corresponden a mediciones de las simulaciones mientras que las liacuteneas son ajuste analiacuteticos de los
resultados El maacuteximo de actividad para la formacioacuten de estrellas estariacutea dada por un corrimiento al rojo de Ζ = sim 55 para un tiempo de mil millones de antildeos de vida del universo En el graacutefico de la derecha se muestra a una fraccioacuten de estrellas de la eacutepoca actual que son maacutes vieja que la edad estimada en el estudio Se puede apreciar que sobre la mitad de las estrellas hoy diacutea tienen una edad que supera los 10 mil millones de antildeos
Quizaacutes el estudio que acabamos de describir sea uno de los maacutes confiables para predecir en el presente la formacioacuten de estrellas en un alto corrimiento al rojo Ello fue posible de concretar combinando la capacidad de procesamiento de supercomputadores modernos con un sofisticado modelo de la fiacutesica para gases radiactivos casi friacuteos formacioacuten de estrellas enriquecimiento de metales y de la retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos y de supernovas Estas simulaciones naturalmente son un paso maacutes para llegar a un conocimiento acabado sobre la evolucioacuten coacutesmica de la formacioacuten de las estrellas Estaacute claro que contiene mucha maacutes informacioacuten sobre el proceso de formacioacuten de las galaxias sobre las caracteriacutesticas del gas galaacutectico y el espacio entre ellas Pero dando pasos se construye la ciencia y si se compara la informacioacuten que se ha obtenido en estas simulaciones con datos detallados de observaciones es posible hacer progresos adicionales para entender mejor la formacioacuten cosmoloacutegica de las galaxias
Aquiacute todaviacutea nos queda pendiente profundizar auacuten maacutes sobre lo que se ha conseguido hasta hoy sobre la formacioacuten de las estrellas Los modelos astrofiacutesicos que hemos descrito son bastante consistentes con las observaciones y la intuicioacuten de quienes se han laquoentretenidoraquo en formularlos De todas maneras esto no queda como lo uacutenico que hasta ahora se puede exponer sobre el tema ya que en la siguiente seccioacuten vamos a incrementar los conceptos sesudos al respecto
Como maacutes de una vez ya expresamos las estrellas se forman y nacen de nubes de materia de gas y polvo que se
aglutina en los medios interestelares (MI) que se hallan por todo el universo En la actualidad se han logrado catalogar a unas 6000 de esas nubes de las cuales algunas alcanzan dimensiones diametrales que bordean los 300000 al (antildeos luz) y masas que fluctuacutean en torno entre 200000300000 veces la del Sol Estaacuten compuestas principalmente de hidroacutegeno amoniaco agua acetileno formalina silicatos carbono etc Ahora estas nubes no soacutelo almacenan los componentes para formar una estrella (o cientos de miles) sino que ademaacutes contienen los elementos necesarios para que en esos lugares coacutesmicos se puedan desarrollar masas planetarias Se trata de
estructuras bastante estables ya que sus sistemas gravitatorios se muestran en general estabilizados salvo cuando son inferidos por alguna interferencia perturbadora como puede ser el caso de la explosioacuten de una cercana supernova En efecto al explosionar una supernova en las cercaniacuteas de una nube interestelar eacutesta en vez de absorber las ondas de choque emitidas por el catastroacutefico evento estelar comienza a contraerse y colapsarse hacia el centro del sistema Al darse esa situacioacuten la energiacutea que se ha liberado en la explosioacuten comienza a calentar ese centro compactando auacuten maacutes la materia que se ha estado colapsando en el nuacutecleo la temperatura se incrementa sustancialmente lo que conlleva a que la radiacioacuten vaya siendo progresivamente cautivada En ese fenoacutemeno se ha producido el nacimiento de una protoestrella
Una vez conformada la protoestrella el siguiente paso que se da dentro del fenoacutemeno es la formacioacuten de una estrella Aunque nunca hemos visto en propiedad el nacimiento de una estrella ya que soacutelo podemos empezar a observarla cuando se enciende siacute nos atrevemos a describir que a partir de la nube originaria se crea un anillo que rodearaacute a la futura estrella y que la bombardearaacute por atraccioacuten enriquecieacutendola de materia hasta un liacutemite en que no podraacute seguir absorbiendo ese material Una vez alcanzada esa satisfaccioacuten estelar una gran parte de materia se escaparaacute a traveacutes de la perpendicular de entrada al disco y formaraacute lo que se denominan como jets bipolares o Herbig-Haro [HH] (materia que como sucede en los acontecimientos astrofiacutesicos es gatillada en pares en direcciones opuestas una por cada polo de ahiacute su nombre) que saldraacuten despedidos a velocidades superiores a los 1000 kms Luego la estrella que se acaba de formar seguiraacute un proceso bastante inestable hasta que alcance su madurez ya que en su nintildeez no dispone de de sistemas compensatorios y tampoco
ha iniciado sus reacciones nucleares
En la medida en que la estrella va asimilando materia atraiacuteda por la gravedad tambieacuten va incrementando su temperatura hasta llegar a tener entre 9 a 10 millones de grados en cuyo preciso momento comenzaraacute las reacciones nucleares la estrella se seguiraacute contrayendo hasta que la presioacuten y temperatura interna sean lo suficientemente grande como para poder compensar el sistema y lograr asiacute el estado de madurez (secuencia principal) mientras las radiaciones y el viento de protones y electrones expulsan a los elementos maacutes livianos del disco Y de darse ese fenoacutemeno esos elementos expulsados formaraacuten un disco circunestelar que podriacutea derivar en un sistema planetario como ocurrioacute en el caso del Sol
El Telescopio Espacial Hubble nos proporciona una detallada visioacuten de los procesos apopleacuteticos eructivos y dinaacutemicos que acompantildean las etapas finales de la formacioacuten de una estrellaEn las tres imaacutegenes de arriba se puede observar el derrumbe del disco circunestelar de polvo y gas que se forma durante el proceso de construccioacuten de una estrella y que a su vez proporciona los ingredientes para la formacioacuten de un sistema planetario En las imaacutegenes tambieacuten se puede apreciar a jets o chorros de gas caliente de varios sistemas embrionarios saliendo de las estrellas que se encuentran en las etapas finales de su formacioacuten
Una vez que la estrella arriba a su madurez se mantendraacute bastante estable por un periacuteodo de tiempo dependiendo del tamantildeo de su masa Pero como la masa es la propiedad maacutes importante de una estrella ello lo vamos a tratar maacutes adelante con cierta detencioacuten Por ahora seguiremos centrando nuestra atencioacuten en la formacioacuten de las estrellas Si bien no tenemos la posibilidad de poder ver como se embriona una estrella no obstante siacute sabemos que se forman de la materia del medio interestelar En consecuencia las zonas del espacio donde probablemente se formen una mayor cantidad de estrellas son aquellas en la que existe una mayor densidad dado que alliacute los aacutetomos y granos de polvo se encuentran maacutes concentrados permitiendo con ello que se ejerza una mayor fuerza de atraccioacuten gravitacional Pero tambieacuten es importante que en esos lugares exista una baja presioacuten del medio que facilite la presencia de bajas temperaturas
Los requisitos que hemos expuesto en el paacuterrafo anterior sobre las condiciones que deben reunir los espacios coacutesmicos para que se puedan formar estrellas se hallan fundamentalmente en las llamadas nebulosas oscuras En esas nubes del espacio se suelen dar condiciones con una densidad promedio en un rango
que va de 100 a 10000 partiacuteculas por cmsup3 (el promedio es de 01
a 20 partiacuteculas por cmsup3 y de temperaturas que no superan los 15deg K Una nebulosa oscura es una gran nube que se observa en el cielo como una pobre regioacuten de estrellas donde el polvo y los gases interestelares se hallan significativamente concentrados Pueden ser vistas si una parte de sus emisiones o reflexiones se oscurecen o como sucede con la nebulosa del Saco de Carboacuten
Nebulosa Oscura Saco de CarboacutenUna de las nebulosas maacutes conocidas por los habitantes del hemisferio sur Se sabe de ella desde que fue observada en 1499 por Vicente Yaacutenez Pinzoacuten cuando integraba la expedicioacuten de Hernando de MagallanesEl Saco del Carboacuten es una de las maacutes prominentes nebulosa oscura visible en los surentildeos cielos Es bien visible a simple vista y se parece a un oscuro y gran bancal de la Viacutea Laacutectea Se ubica con facilidad en la parte meridional de la conocida Cruz del Sur y oscurece y cubre unos 26 grados cuadrados del cielo con partes ubicadas en la constelacioacuten de La Mosca y otras en Centauro
(figura de la derecha) en que la luz de algunas de sus estrellas laquomaacutes viejasraquo ubicadas en las profundidades de la nube no es bloqueada por la materia interestelar Las nebulosas oscuras tienen formas bastante irregulares No tienen un liacutemite externo claramente definido y a veces adquieren formas como serpentinas enrolladas Cuando son grandes pueden ser observadas a simple vista asemejaacutendose a plantillas oscuras contrapuestas al fondo maacutes brillante de la Viacutea Laacutectea El hidroacutegeno que se halla almacenado en estas opacas y oscuras nubes se encuentra en estado molecular A las grandes nebulosas de este tipo se les conocen bajo el nombre de gigantes nubes moleculares (GNM o GMC) y su tamantildeo es un milloacuten de veces el del Sol En su interior contienen una gran cantidad de masa del medio interestelar
con una dimensioacuten de unos 150 al una densidad media que va de las 100 a las 300 moleacuteculas por cmsup3 y una temperatura interna que fluctuacutea entre los 7 y 15 grados K Las GNM estaacuten compuestas principalmente de gas y polvo pero ademaacutes contienen una cantidad importante de estrellas El nuacutecleo de esas nubes es invisible al ojo humano y es perceptible solamente a traveacutes de las emisiones de microondas emanadas de sus moleacuteculas constitutivas Esta radiacioacuten no es absorbida por el polvo y no escapa con facilidad de la nube El material que se encuentra almacenado en las GNM se agrupa en distintos tamantildeos con nubes que se ubican por debajo de las masas de las estrellas y los maacutes pequentildeos pueden medir hasta un antildeo luz (al)Esa nubes tambieacuten cuentan con su propio campo magneacutetico interno el cual les sirve de escudo de ayuda contra su propia gravedad Las GNM juegan un importante rol en la dinaacutemica de las galaxias En efecto cuando una estrella pasa cerca de una GNM la gravedad de eacutesta afectaraacute considerablemente a la oacuterbita de la estrella Al cabo de varios encuentros cercanos una estrella de mediana edad seraacute afectada significativamente en su direccioacuten y velocidad orbital alongando su oacuterbita desde la condicioacuten circular primaria heredada de la GNM como tienen las estrellas recieacuten nacidas Este fenoacutemeno es una herramienta de gran utilidad para los astroacutenomos para estimar las edades de las estrellas y estudiar la densidad del disco galaacutectico
Ahora profundizando un poco sobre las nubes moleculares eacutestas ndash por densidad y tamantildeondash permiten la formacioacuten
de hidroacutegeno molecular H2 Sin embargo se trata de una moleacutecula bastante difiacutecil de detectar lo que implica rastrearla a traveacutes de moleacuteculas de monoacutexido de carbono (CO) La relacioacuten entre la luminosidad del CO y la masa del H2 es aproximadamente constante pese a que existen razones para dudar que sea asiacute dado lo que se observa en algunas galaxias
En la Viacutea Laacutectea las nubes moleculares asumen un tamantildeo que corresponde aproximadamente a la mitad del espacio orbital del Sol lo que las transforma en un componente significativo del disco galaacutectico Seguacuten los catastros que se tienen confeccionados sobre nubes moleculares en la galaxia registran que la mayoriacutea de ellas se encuentran agrupadas en objetos maacutes masivos que abarcan varios millones de masas solares Por lo general se hallan ubicadas en planos con dimensiones aproximadas de entre 50 y 75 pc (no dejan de ser grandecitas) pero son mucho maacutes finas que los otros componentes gaseosos que cohabita por esos lugares como el hidroacutegeno atoacutemico e ionizado Se piensa que las nubes moleculares deberiacutean existir extensivamente
sobre todo dentro de los brazos espirales de la galaxia pero ello es incierto dado el hecho de las dificultades que se tienen para estimar distancia y en otras galaxias que han sido observadas en alta resolucioacuten se ha logrado ver a los respectivos brazos espirales claramente delineados pero no sensibles a un fondo uniforme de emisiones de CO Para muchos de los astrofiacutesicos la formacioacuten de nuevas estrellas en el universo ocurre hoy solamente dentro de las nubes moleculares Lo piensan asiacute dado que ello seriacutea una consecuencia natural de sus altas densidades bajas temperaturas y de la evidencia observada en grandes nubes formadoras que han sido confinadas en gran medida por la propia gravedad de lo embrionado como ser estrellas planetas y galaxias mas que por la accioacuten externa como sucede con las nubes del cielo Esta evidencia nace del hecho de las laquoturbulentasraquo velocidades deducidas de las liacuteneas de latitud del CO que se mueven a una velocidad semejante a la orbital ( una relacioacuten virial )
Nebulosa Molecular CarinaDentro de algunos millones de antildeos la radiacioacuten de las brillantes estrellas que se hallan alojadas en esta nebulosa habraacute dado cuenta de la totalidad del gas y moleacuteculas que auacuten conserva La nube molecular se ha desagregado de la Nebulosa Eta Carina u Ojo de la Cerradura Las nuevas estrellas que se han formado se hallan visibles y sus enrojecidas imaacutegenes es el producto de la azul luz dispersada preferentemente por el penetrante polvo La imagen de arriba tiene una extensioacuten aproximada de dos antildeos luz y fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble en 1999
En resumen las nubes moleculares seriacutean el medio para la formacioacuten del laquocigotoraquo de estrellas Como lo mencionamos estaacuten formadas de gas y polvo El gas es predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Pero a diferencia de los animales ese laquocigoto estelarraquo se formariacutea por el colapso y fragmentacioacuten de las regiones maacutes densas de la nube En esos lugares las partiacuteculas se atraeriacutean por la gravedad y colapsariacutean hacia el centro de las regiones maacutes densas Ahora como contraparte al colapso se halla la presioacuten del gas El problema radica en saber con certeza cuaacutel es el mecanismo que produce el triunfo de la gravedad sobre la presioacuten que ejerce el gas para que la nube de comienzo a la formacioacuten de una estrella Debemos reconocer que hasta ahora la fiacutesica de las nubes moleculares no la entendemos muy bien y es tema de discusioacuten en congresos y simposios de fiacutesicos Sus movimientos internos son gobernados por las turbulencias de un magnetizado y friacuteo gas cuyos turbulentos movimientos son altamente supersoacutenicos pero siacute comparables a las velocidades de los disturbios magneacuteticos Dado lo anterior se piensa que en esos estados los gases deberiacutean perder raacutepidamente energiacutea procediendo a derrumbarse o reinyectarse energeacuteticamente Tambieacuten se puede dar el caso de que las nubes sean perturbadas por alguacuten proceso como ser el de una masiva estrella ya que sabemos que mucha de estas nubes alojan a eacutestas en una fraccioacuten importante de su masa desde antes de su fraccionamiento y colapso para formar cantidades de ellas Sabemos que una de las particularidades de la gravedad es su coalescencia con respecto a la materia Dado lo anterior es natural que se piense que para que se deacute comienzo a un proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas de una nube colapse y se fragmente por efectos gravitatorios Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por consiguiente deberiacutea darse en un momento un mecanismo para que la gravedad sea preeminente sobre los demaacutes componentes y de esa manera la nube puede formar una estrella Por ahora adoptaremos simplificaciones para enumerar los posibles mecaacutenicos que pueden originar la preeminencia de la gravedad aunque en la realidad las nubes moleculares son no son homogeacuteneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes No obstante dentro de los mecanismos que podriacutean dar origen en el interior de una nube interestelar a una estrella como consecuencia de la gravedad se encuentran entre otros los siguientes
1 Una supernova La espectacular explosioacuten de una masiva estrella cuyas fuertes ondas de choque pueden ocasionar el desequilibrio necesario para embrionar a una estrella
2 Las ondas de choque provocadas por la colisioacuten de nubes moleculares 3 Las ondas de densidad que se producen en los brazos espirales de las galaxias Por delante de estas
ondas viajan otras de choque que alteran el medio interno de las nebulosas oscuras 4 Las interacciones galaacutecticas Las interacciones de los medios interestelares que se dan en los espacios
galaacutecticos tambieacuten dan origen a ondas de choque 5 Las ondas teacutermicas de estrellas recieacuten nacidas Una vez que las estrellas logran encender su combustible
empiezan a brillar liberando ondas teacutermicas de choque que dan origen a una especie de efecto laquodominoacuteraquo en la formacioacuten de nuevas estrellas Este pude ser uno de los mecanismos que da origen a los nacimientos estelares masivos en cuacutemulos
ltBLlt fontgtEn la siguiente seccioacuten de esta parte del capiacutetulo III nos vamos a centrar en analizar cada uno de los posibles mecanismos que hemos enumerado para que se formen estrellas como consecuencia de efectos gravitatorios
La mayoriacutea del gas que se concentra en el disco galaacutectico se halla unionizado o en estado neutro y se le denomina
H I Ahora bajo condiciones apropiadas por ejemplo cerca de una caliente estrella o circundante a los efectos de la explosioacuten de una supernova ese gas se puede ionizar y como ya lo hemos estado estudiando cuando ello ocurre a esos lugares se le denominan regiones H II En ambos estados a ese gas se le nombra generalmente como el ISM del medio interestelar
Como podemos deducir de las secciones anteriores las Regiones HII son calentadas (ελ sim 104 K) y bajan hacia el
friacuteo fondo del H I (ελ sim 102 K) asentaacutendose en eacutel Esa ubicacioacuten que asumen las regiones HII ha sido claramente detentada en imaacutegenes de galaxias externas Lo anterior ha sido certificado por evidencias obtenidas a traveacutes de fotografiacuteas directas ( o imaacutegenes CCD) de galaxias que se hallan cercanas a la Viacutea Laacutectea Ello ha sido posible debido al dominio de las liacuteneas espectrales de emisioacuten de varios elementos como el hidroacutegeno en particular del
helio oxiacutegeno carbono calcio silicio hierro etc Imaacutegenes tomadas a un rango de luz de Hα 6583 Aring (o sea a la
liacutenea α de la serie de Balmer) han demostrado con mucha claridad a regiones H II ello debido a que mucha de la luz visible emitida en esas regiones galaacutecticas es generada dentro del rango de esa liacutenea Por consiguiente las regiones H II aparecen en imaacutegenes de color tiacutepicamente rosaacuteceas En las galaxias que maacutes se han hallado regiones H II son en las espirales en especial en los brazos de eacutestas donde las joacutevenes estrellas son ricas en proporcionar fotones ultravioletas que son necesarios para ionizar el gas Las maacutes prominentes estrellas que habitan esas regiones galaacutecticas son las recieacuten nacidas por consiguiente calientes Alguna de esas regiones contiene un nuacutemero maacutes que significativo de esas estrellas cuya produccioacuten de energiacutea pude ionizar una fraccioacuten importante del gas de una galaxia Por otro lado las estrellas que se van formando en las galaxias en lugares fuera de los espirales en su andar por el inicio de la vida estelar se van asociando a los brazos espirales del correspondiente disco galaacutectico lo que implica que debido a sus claras liacuteneas de emisioacuten se transforman en un excelente medio para estudiar la rotatoria y cinemaacutetica de las galaxias Por otra parte las galaxias eliacutepticas y S0 rara vez muestran de forma prominente regionesH II Ello se debe a que se trata fundamentalmente de galaxias viejas y es poco el gas que les queda almacenado como para tener una fertilidad estelar significativa No obstante muestran deacutebiles nebulosas planetarias pero maacutes que todo son rasgos de muestra de la distancia a la que se encuentran
LIacuteNEAS DE IONIZACIOacuteN Y DE EMISIOacuteN
Como ya lo estudiamos anteriormente las regiones H II tienen un cierto tamantildeo alrededor de una fuente de ionizacioacuten que corresponde a un equilibrio formado por el flujo de fotones ionizantes por una parte con la tasa por el cual el plasma se puede enfriar y los electrones ionizados puedan recombinarse con los protones por otra Ahora si la tasa de ionizacioacuten es mayor que la de recombinacioacuten el plasma se ionizaraacute casi en su totalidad En esos casos estudios que se han realizado han sentildealado que menos del uno por ciento del hidroacutegeno aglomerado en esas tiacutepicas regiones no es afectado por la ionizacioacuten A continuacioacuten insertamos fotografiacuteas de tres galaxias espirales en las cuales se muestra el comportamiento que hemos descrito sobre las regiones H II
Figura 03040301- Las fotografiacuteas de arriba muestra a tres galaxias espirales captadas en el ancho de banda del filtro rojo (paneles superiores) y a la luz de Hα (paneles inferiores) Las regionesH II se correlacionan notablemente con los espirales y anillo de la estructura de las galaxias El filtro rojo es muchiacutesimo maacutes sensitivo a la distribucioacuten general de viejas estrellas mientras que por su parte el filtro Hα destaca los sitios de estrellas joacutevenes donde forman regiones
Es importante tener presente en estos estudios que lo fotones ultravioletas por debajo de una longitud de onda de λ = 912 Aring tienen la suficiente energiacutea como para ionizar el hidroacutegeno quitando al electroacuten Eventualmente el electroacuten se recobra pero dado que el gas interestelar tiene una muy baja densidad el proceso de recuperacioacuten puede durar horas Las estrellas maacutes caliente son las fuentes emisoras de fotones UV por excelencia necesario para ionizar el gas Estrellas como las de los tipos O o B y tambieacuten las enanas blancas son las principales a considerar Las temperaturas que se pueden dar en las estrellas O o B va desde 11000 a los 50000 ordm C mientras que las enanas blancas pueden alcanzar cifras bastante mayores en la temperatura de su superficie El mecanismo que conduce a las liacuteneas de emisioacuten es la recombinacioacuten como lo podemos apreciar en el graacutefico que
vamos a insertar maacutes abajo Las importantes a considerar entre otras son Hα a 6563 Aring [NII] a 6583 Aring [OII] a
3726 y [OIII] a 4959 y 5007 Aring
Figura 03040302- Los grafos muestran el espectro de una tiacutepica nebulosa planetaria NGC 1501 y muestran muchas estrechas liacuteneas de emisioacuten de H C O y HeFuente Stanghellini Kaler y Shaw AampA 291 604
En el graacutefico de la figura 03040302 se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes ldquo[ ]rdquo que estaacuten indicando que se trata de liacuteneas conocidas normalmente como ldquoprohibidasrdquo ya que pueden ser observadas solamente bajo condiciones de una muy deacutebil densidad En laboratorio los plasmas que se usan en las investigaciones son generalmente de tan alta densidad que ese tipo de liacuteneas son inobservables ya que se generan de energiacuteas producidas a nivel de la superficie de la Tierra y por ello comportan una alta estabilidad y un largo curso de vida Para los astrofiacutesicos que orientan sus trabajos de investigacioacuten para dilucidar las formas en que nacen las estrellas las liacuteneas de emisioacuten constituyen un excelente medio para obtener diagnoacutesticos sobre las condiciones fiacutesicas del gas aglomerado en las nebulosas planetarias En efecto en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las liacuteneas son
termosensibles mientras que los [ O II ] y [ S II ] entre 6716 y 6731 Aring son maacutes sensibles a la densidad del electroacuten Lo anterior es debido a que las uacuteltimas de las liacuteneas son emitidas a diversos niveles pero con casi la misma energiacutea de excitacioacuten Lo importante es que el cociente que se obtenga sea un diagnoacutestico del proceso de las excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se estaacute estudiando Ahora en cuanto los plasmas que se pueden hallar a estaacutendares terrestres resultan bastante delgados con densidades de partiacuteculas que van desde los 10 a los 106 cm-3
Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en las nebulosas planetarias las observaciones que se efectuacutean en longitudes de ondas de radio ya que en esas frecuencias estas regiones del espacio emiten tiacutepicas radiaciones bremsstrahlung lo que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes del gas de las correspondientes nubes
Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
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- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
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Le stelle un perfetto esempio del potere del tempo e dello spazio
Estrellas
Ejemplo perfecto de la energiacutea del Tiempo y el espacio
Iacutendice
Prefacio
Articulo
EstrellasLa materia productora de energiacutea reciclable e infinita
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del tiempo y el espacio
Epilogo
PREFACIO
Este articulo esta traducido electroacutenicamente a otras lenguas pedimos disculpas si este difiere del original escrito en lengua Espantildeola
Energiacutea Tiempo Espacial
La energiacutea del tiempo y el espacio pareciera provenir de la nada pero esta no es la respuesta ya que bajo circunstancias especiales y bajo ciertos mecanismos la energiacutea aparece y de la misma forma bajo circunstancias especiales y bajo circunstancias especiales opuestas la energiacutea se disipa
Esta ecuacioacuten E=c1 M m t1 x-i1 i2 i3 es una ecuacioacuten central de caraacutecter universal y solo con esta base se explican todas las interacciones entre materia y energiacutea lo que da paso a que la muy conocida ecuacioacuten de el Dr Albert Einstein E=mc2 se vuelva obsoleta e inaplicable para explicar la procedencia de la energiacutea excedente y la energiacutea continua o infinita en el universo
M= c1 e1 g1= E i1
El universo es la cuna de circunstancias especiales que da paso a la energiacutea del tiempo y el espacio y de la materia lo que podemos decir es que tambieacuten bajo circunstancias especiales pero en una interaccioacuten entre la materia energiacutea y las fuerzas que en el universo hay se crean nuevas materias lo cual podemos resumir como
M= c1 e1 = E E= c1 e1 c2 F U c3= M De esta forma se explica la constante del universo en cuanto a la expansioacuten y aparicioacuten de nuevas materias
Pero debemos reconocer que aun con todos los avances tecnoloacutegicos y con nuestra sabiduriacutea limitada no podemos asegurar que fue primero si la energiacutea o la materia y como aparecieron las fuerzas que rigen nuestro universo por lo que en una forma simple aceptamos y esto por fe que en el principio creo Dios los cielos y la tierra y todo lo que en el universo hay
Generalmente los grandes descubrimientos han sido hechos gracias a que algunos individuos en forma simple llegan a grandes conclusiones
Hay un dicho que dice que entre mas grande sea la mentira mas gente la cree desgraciadamente esto en la realidad muchas veces es asiacute las ensentildeanzas estaacuten en manos de grupos pequentildeos y estos deciden que es lo que se debe ensentildear y como debe hacerse y no solo eso sino que tambieacuten cuando debe de ser esto esto la verdad es una ventaja pero gracias a que como en lo bioloacutegico siempre hay alguna defensa de la misma forma en los conocimientos siempre encontraremos alguien que disiente y gracias a estos que disienten se caen las grandes mentiras aceptadas por las mayoriacuteas
Por ejemplo en el pasado se aceptaba que la tierra era plana gracias a los que disentiacutean ahora sabemos que esto no es asiacute O bien en el pasado mas reciente se deciacutea que las maquinas no podiacutean volar y esto era avalado y apoyado matemaacuteticamente gracias a los pioneros de la aviacioacuten ahora sabemos que estaban equivocados y no solo eso sino que muchos de nosotros hemos volado alguna vez en alguna maquina
En la actualidad lo aceptado en el tema de la energiacutea es que esta ni se crea ni se destruye solo se transforma y no solo es aceptado sino que en forma institucional es ensentildeado y esto avalado
matemaacuteticamente pero gracias a algunos cuantos esto esta por caer y los ciegos guiacuteas de ciegos estaacuten por ser avergonzadosCon este artiacuteculo mostraremos en una forma sencilla como estas ensentildeanzas erroacuteneas no tienen fundamento ya que esto es evidente en las cosas visibles y con los pocos conocimientos que la historia nos ha proporcionado hasta el diacutea de hoy La fiacutesica moderna esta enfrascada en poder consolidar en una sola ecuacioacuten las verdades del universo pero esto no es posible ya que los fundamentos son erroacuteneos y por lo tanto no es posible consolidar todo en una sola ecuacioacuten
El presidente Barack Obama daraacute una sorpresa al mundo antes de que termine su mandato y esta conmocionara al mundo cientiacutefico y lo marcara positivamente en los anales de la historia
Articulo
Los resuacutemenes de este articulo estan escrito en una forma simple para que cualquier persona con o sin conocimientos en materia de fiacutesica pueda comprenderlo en forma sencilla sin formulas matemaacuteticas poniendo como ejemplo cosas conocidas de todos universalmente
Estrellas
Formacioacuten de las estrellas
La mayoriacutea de los astrofiacutesicos creen que en la gran explosioacuten que fue el origen del universo soacutelo se formaron
elementos ligeros como hidroacutegeno y helio con un poco de deuterio y de litio pero no elementos quiacutemicos pesados Los astrofiacutesicos llaman a estos primeros elementos laquoelementos primordialesraquo para diferenciarlos de los elementos que se sintetizaron posteriormente en los hornos nucleares del interior de las estrellas o en explosiones de supernovas En un principio el universo era soacutelo gas de helio e hidroacutegeno primordiales Las estrellas vinieron
despueacutes cuando se condensoacute el gas para formarlas Las primeras estrellas no pueden haber tenido elementos pesados simplemente porque no los habiacutea A esas estrellas laquopurasraquo (que son hipoteacuteticas porque nadie ha visto nunca ninguna) se les llama estrellas de poblacioacuten III Pero esas estrellas primordiales realizaron una importante tarea preparando los primeros elementos maacutes pesados como carbono y nitroacutegeno a partir de los ligeros como el hidroacutegeno y el helio mediante transmutacioacuten y combustioacuten nuclear Cuando las estrellas de poblacioacuten III murieron en explosiones espectaculares se esparcioacute en el espacio interestelar toda su produccioacuten de elementos pesados Estos raros elementos pesados acabaron con el tiempo en las estrellas maacutes viejas observadas hasta hoy las de poblacioacuten II Estas a su vez fabricaron maacutes elementos pesados que vertieron posteriormente en el espacio y que acabaron en las estrellas maacutes joacutevenes de poblacioacuten I Estos elementos pesados del medio interestelar de polvo y gas que ocupa el espacio que se extiende entre las estrellas tienden a agruparse cuando chocan los aacutetomos formando diminutos corpuacutesculos de polvo del tamantildeo de una cienmileacutesima de centiacutemetro Estos diminutos granos de polvo se congregan en las nubes oscuras y grumosas de los medios interestelares de los brazos en espiral de la galaxia que es donde nacen nuevas estrellas Mediante un proceso grandioso de reciclaje se forman estrellas nuevas del material de las estrellas muertas Pero iquestcoacutemo nacen exactamente las estrellas Hemos mencionado anteriormente que nunca hemos llegado a ver coacutemo nace una estrella Pero como lo hemos venido estudiando estamos convencidos que las estrellas nacen en el seno de densas nubes de polvo y gas que hay en los brazos espirales de las galaxias unas nubes tan densas que la luz visible no puede atravesarlas Ese convencimiento pese a que ha sido imposible hasta ahora observar siquiera el nacimiento de una estrella es el producto de los avances que se han alcanzado en el desvelamiento de ese proceso tan complejo Quedan muchiacutesimas incoacutegnitas porque en el nacimiento de las estrellas se producen muchos tipos de interacciones fiacutesicas pero la mayoriacutea de los astrofiacutesicos confiacutean en que pronto dispondremos de una teoriacutea completa
En este mismo capiacutetulo III hemos estudiado que en el espacio que se extiende entre las estrellas hay un medio interestelar en movimiento compuesto de gas (aacutetomos y moleacuteculas independientes) y de polvo (pequentildeos granos de materia) El medio interestelar es muy sutil (tan soacutelo constituye todo eacutel un 5 por ciento de la masa galaacutectica) pero se concentra en determinados puntos Han sido varios los sateacutelites que juntos al HST han ido revolucionando nuestra visioacuten de este medio interestelar Las mediciones que se han venido efectuando del espectro de luz en la regioacuten ultravioleta muy lejana una radiacioacuten que no puede atravesar la atmoacutesfera terrestre y que soacutelo puede captarse por encima de ella Mediante los datos que se han logrado reunir los astroacutenomos han venido descubriendo la gran abundancia de moleacuteculas y aacutetomos diversos en el medio interestelar su temperatura y muchas otras caracteriacutesticas Por otra parte la astronomiacutea infrarroja ha jugado un rol importantiacutesimos para que el convencimiento del cual hemos estado hablando se vaya asentando cada vez maacutes en el pensamiento de la mayoriacutea de los astrofiacutesicos En la actualidad no existen casi dudas de que muchos de los objetos infrarrojos maacutes interesantes estaacuten asociados con la formacioacuten de las estrellas Se considera asiacute dado que se tiene la certeza de que las estrellas son formadas como lo hemos mencionado por nubes de gas y polvo que se colapsan por su propia gravedad Al colapsarse la nube gaseosa aumenta su densidad y su temperatura y se hace maacutes caliente y densa en su centro que es donde con el tiempo surgiraacute la nueva estrella El objeto formado al centro de la nube colapsada que luego se convertiraacute en estrella se denomina protoestrella Como las protoestrellas estaacuten rodeadas de gas y polvo es difiacutecil detectarlas como luz visible Las ondas visibles que emite son absorbidas por la materia que la rodea Soacutelo en las fases evolutivas maacutes avanzadas cuando la protoestrella alcanza maacutes temperatura y su radiacioacuten despeja gran parte del material adyacente la nueva estrella puede ser detectada como luz visible Hasta entonces las protoestrellas soacutelo se pueden detectar como luz infrarroja La luz de la protoestrella es absorbida por el polvo que la rodea el cual se calienta e irradia en el infrarrojo Los estudios de las regiones de formacioacuten de las estrellas nos daraacuten informacioacuten clave sobre coacutemo nacen las estrellas y en consecuencia acerca de la formacioacuten de nuestro propio sol y de nuestro sistema solar Un acontecimiento de suma importancia para la astronomiacutea infrarroja fue el lanzamiento del IRAS el 25 de enero de 1983 Este sateacutelite levantoacute un mapa infrarrojo completo del firmamento Su telescopio recorriacutea dos veces cada siete meses todo el cielo Su misioacuten principal consistiacutea en examinar los puntos calientes en los que los astroacutenomos sospechaban que se formaban las estrellas El sateacutelite localizoacute docenas de fuentes de radiacioacuten infrarroja en la nebulosa de la Taraacutentula localizada en la Gran Nube de Magallanes una galaxia proacutexima Algunas de estas radiaciones pueden deberse a interacciones de joacutevenes estrellas con el denso polvo que las rodea Otras pueden ser auteacutenticas protoestrellas posibilidad que entusiasma a los astroacutenomos
El sateacutelite IRAS catalogoacute millares de condensaciones calientes y densas dentro de las nubes de gas y polvo que podriacutean ser regiones de formacioacuten de las estrellas Arriba se incluyen dos imaacutegenes del IRAS la constelacioacuten de Orioacuten (izquierda) en la cual existen varias regiones de formacioacuten estelar activa y la nube Rho Ophiuchi (derecha)
Ahora bien para responder exactamente a la interrogante que nos formulamos al principio de la paacutegina habremos de recurrir a los astrofiacutesicos teoacutericos y a sus modelos computarizados Como lo hemos mencionado y lo veremos en las siguientes secciones los astrofiacutesicos teoacutericos elaboran sus modelos sobre la formacioacuten de las estrellas sostenieacutendose en gigantescos complejos de nubes moleculares las cuales al fragmentarse por los efectos de la gravedad se empiezan a formar bolas de gas y polvo cuyo proceso lo conocimos en la seccioacuten 0302 Cuando esas bolas se han contraiacutedo hasta alcanzar el tamantildeo del sistema solar su temperatura habraacute alcanzado ya los 1000deg C es decir por encima del punto de fusioacuten de los metales Transcurridos unos 100000 antildeos despueacutes de iniciarse la contraccioacuten la masa que se encontraba aglomerada al principio del proceso seguacuten algunos modelos confiables se aglutina dentro de un espacio que no es mayor que el que ocupa la Tierra con su oacuterbita y su temperatura seriacutea de cientos de miles de grados Lo anterior dariacutea como resultado un objeto astronoacutemico que auacuten no es una estrella pero siacute tiene nombre laquoprotoestrellaraquo
Una vez que se forma la protoestrella eacutesta sigue evolucionando en un proceso que dura unos diez millones de antildeos durante el cual sigue contrayeacutendose y calentaacutendose hasta que comienza a desprenderse a traveacutes de su laquoviento estelarraquo del polvo y gas que la rodea cambiando su denominacioacuten primaria por el de estrella T-Tauri A estas laquoestrellasraquo se les ha logrado identificar dado el hecho de que el polvo caliente que auacuten permanece en su alrededor irradia en el infrarrojo Ademaacutes se ha logrado establecer evidencias de que el gas y polvo remanente que las circunda forman discos giratorios que podriacutean corresponder al inicio de sistemas planetarios
Las ilustraciones de la figura de arriba corresponden a una protoestrella (izquierda) y a una estrella T- Tauri (derecha) En la primera de las nombradas el artista intenta representar a una protoestrella durante su proceso evolutivo en que va desprendieacutendose del polvo y gas que la rodea La segunda representa a una activa T-Tauri naciente de un tamantildeo de dos a cinco veces el del Sol
entre erupciones bajo la tensioacuten de su propia contraccioacuten arrojando llamaradas gigantescas curvadas prominencias (en blanco) y un ondeante viento estelar (en amarillo)
La conducta de una T-Tauri es poco convencional para una estrella e imprevisible salvo que la comparemos con los comportamientos infantiles ya que su edad fluctuacutea entre los cien mil a un milloacuten de antildeos poco para una estrella Las T- Tauri tienen unos espectros de emisioacuten ricos complejos y con frecuencia anoacutemalos Con certeza se hallan rodeadas de gas caliente y de chorros luminosos de materia que aumentan la dificultad de interpretar los procesos fiacutesicos que en ellas se producen Las T-Tauri son desconcertantes por la diversidad de caracteriacutesticas extrantildeas como las mencionadas una diversidad que cuando se llegue a comprender nos ayudaraacute a entender esas estrellas bebes y extrantildeas y los gases que las acompantildean
Modelo de formacioacuten de estrellas
Existen hoy diacutea varios modelos astrofiacutesicos en boga que han sido formulados para tratar de explicar el proceso de
formacioacuten de estrellas La seleccioacuten para realizar una difusioacuten de alguno de ellos no es faacutecil Por ello aquiacute vamos a describir a aquellos que al subscrito le parecen que podriacutean estar maacutes cercanos a ser viables Entre ellos comenzaremos por los que propugnan dos desenlaces posibles del proceso de contraccioacuten de una nube dependiendo entre otras cosas de la cuantiacutea inicial de momento angular Una posibilidad es que el gas y el polvo que se contraen formen dos estrellas que orbiten entre ellas lo que se denomina sistema binario La otra posibilidad es que soacutelo se forme una estrella distribuyeacutendose el momento angular en un sistema planetario auxiliar Si estos modelos son correctos la mitad de las estrellas de nuestra galaxia dado que son binarias seguacuten las observaciones no tendriacutean planetas acompantildeantes mientras que la otra mitad (las estrellas individuales) probablemente siacute tengan sistemas planetarios Esta conclusioacuten (que todas las estrellas individuales tienen planetas) se basa en complicados datos del proceso de transferencia del momento angular en el interior de la nube de gas que auacuten no comprendemos a cabalidad Algunos astrofiacutesicos creen que durante la formacioacuten de la estrella el momento angular puede ser transferido al viento estelar siendo por tanto el de los planetas y su formacioacuten independiente
Sin embargo y dada esas
complicaciones muchos astrofiacutesicos teoacutericos creen que en el nacimiento de una estrella individual como nuestro Sol hay un disco de materia de desecho que gira a su alrededor lo mismo que la clara de un huevo frito rodeando a la yema A ese posible disco se le ha denominado laquonebulosa solarraquo y es de ella desde donde posteriormente se formaron los planetas del sistema solar Pero los problemas matemaacuteticos que plantea la elaboracioacuten de modelos teoacutericos de la nebulosa solar resultan especialmente difiacuteciles porque no hay datos de observacioacuten que orienten a quien construye el modelo Hasta ahora y pese a la gran cantidad de exoplanetas descubiertos nadie ha visto maacutes que un sistema planetario al final de su etapa de formacioacuten el nuestro Pero si hemos de creer en estos modelos de la nebulosa solar los planetas se habriacutean formado cuando la materia del disco comenzoacute a condensarse y a formar grumos Los grumos maacutes grandes acumularon auacuten maacutes fragmentos de materia Seguacuten una teoriacutea el cinturoacuten de asteroides que existe entre Marte y Juacutepiter es una coleccioacuten de grumos que no llegaron a condensarse para formar un auteacutentico planeta Cuando el Sol entroacute en ignicioacuten emitioacute un viento gigantesco que esparcioacute todos los fragmentos que no formaban cuerpos suficientemente grandes tales como lunas y planetas
Pereciese dado los hallazgos de exoplanetas orbitando estrellas que esa descripcioacuten del origen del sistema solar se acercariacutea a la que puede ser la correcta y que los sistemas planetarios seriacutea tan comunes al menos en estrellas semejantes al Sol que es una estrella individual tiacutepica Los datos procedentes de sondas enviadas a los planetas asiacute como las naves que han orbitado a algunos de ellos nos diraacuten mucho maacutes en los proacuteximos antildeos sobre el origen
Una representacioacuten de formacioacuten estelar a partir de una nube de gas y polvo que se contrae por la gravitacioacuten La gigante nube se fragmenta en grumos que a su vez volveran a fragmentarse Uno de estos grumos sigue rotando y contrayeacutendose durante millones de antildeos Final mente se formaraacute un cuacutemulo estelar de algunos cientos de estrellas (un resultado posible) En los momentos que las estrellas comenzaron su ignicioacuten disipan las nubes restantes Estos nacimientos estelares van acompantildeados de chorros de materia que lanzan las nuevas estrellas cuyo origen de ser asiacute lo ignoramos auacuten
de nuestro sistema solar Pero no hay que esperar soluciones raacutepidas Pese a los aterrizajes tripulados en la Luna las rocas lunares traiacutedas a la Tierra y los datos selenoloacutegicos todaviacutea no estamos seguros del origen de la Luna y auacuten menos del origen del sistema solar Hasta ahora solamente tenemos certeza sobre el incremento del nuacutemero de sateacutelites orbitando a los grandes planetas gaseosos asiacute como de caracteriacutesticas de sateacutelites anteriormente conocidos de Juacutepiter y Saturno que han sido clarificadas por las misiones Galileo y Cassini respectivamente El estudio teoacuterico de la nebulosa solar el disco plano de materia que rodeaba al Sol primigenio no es maacutes que un ejemplo especiacutefico de un fenoacutemeno astrofoacutesico general el de los laquodiscos de acrecioacutenraquo Los anillos que rodean Saturno son otro ejemplo de disco de acrecioacuten y quizaacute lo sean tambieacuten la disposicioacuten de las estrellas de una galaxia discoidal Los agujeros negros y las estrellas de neutrones deben estar rodeados tambieacuten de un disco de gas caliente y parece probable que cuando el gas cae en el agujero o en la estrella haya una emisioacuten de sentildeales energeacuteticas En circunstancias especiales la materia tipo gas o polvo tiende sin duda a formar un disco semiestable alrededor de un objeto de masa enorme El estudio matemaacutetico de los discos de acrecioacuten acabaraacute permitieacutendonos comprender de un modo maacutes exacto no soacutelo el origen del sistema solar sino tambieacuten esas desconcertantes que nos llegan desde lo maacutes profundo del espacio
Por lo que hemos logrado conocer de las estrellas a traveacutes de la observacioacuten la impresioacuten que se tiene es de que aproximadamente la mitad de ellas que estaacuten cerca de nosotros tienen una o maacutes compantildeeras andan emparejadas o agrupadas Algunas viven formando triacuteos y hasta cuartetos Las binarias han sido estudiadas bastante extensamente Algunas de ellas en que las estrellas orbitan muy proacuteximas se denominan laquobinarias de contactoraquo pues efectivamente se tocan intercambiando grandes cantidades de masa estelar y ni que hablar de las que son maacutes pequentildeas Recientemente el sateacutelite de rayos X Chandra descubrioacute a dos estrellas enanas blancas orbitando una de la otra cada cinco minuto lo que implica que la distancia que las separa no es maacutes de 80500 km praacutecticamente una quinta parte de la distancia de la Tierra hacia la Luna Lo anterior incrementa la desconcertacioacuten de los astrofiacutesicos ya que por muchos antildeos los ha tenido laquode cabezaraquo el hecho de que miembros de grupos binarios pareciesen tener edades muy distintas Despueacutes de todo si habiacutean nacido al mismo tiempo de la misma nube de gas habriacutean de tener la misma edad Pero si las dos binarias intercambian masa durante su evolucioacuten su edad aparente puede ser muy distinta dado que si a una estrella se le sustrae o antildeade masa puede cambiar su edad aparente La observacioacuten de binarias de contacto y los modelos de computacioacuten confirmaron estos mecanismos de intercambio
Los datos obtenidos por el Chandra en observaciones de rayos X (graacutefico arriba a la izquierda) del sistema binario J08063+1527 (o J0806) muestran que las intensidades de la radiacioacuten variacutean en periacuteodos de 3215 segundos Lo anterior implica que J0806 es un sistema binario de estrellas de enanas blancas que orbitan entre ellas aproximadamente cada 5 minutos lo que deja establecido que se encuantran una de la otra a una distancia muy corta
En los uacuteltimos antildeos se ha observado un creciente aumento de la capacidad para las observaciones astronoacutemica de alta resolucioacuten para los estudios de momentos angulares en todas las longitudes de onda desde rayos X a radio El empotramiento en la Tierra de grandes telescopios y la colocacioacuten en el espacio de sateacutelites todos ellos equipados con tecnologiacuteas de punta tato oacutepticas como interferomeacutetricas nos estaacute permitiendo que exploremos al universo con una capacidad para obtener pormenores para su estudio sin precedentes Con esa implementacioacuten para la observacioacuten de alta resolucioacuten se abren las perspectivas para lograr avances significativos para entender una amplia gama de fenoacutemenos coacutesmicos En detalle las altas resoluciones en las observaciones angulares que se estaacuten alcanzando han comenzado a desempentildear un papel vital en los estudios de los procesos de formacioacuten de las estrellas proporcionando cantidades de elementos de contrastacioacuten con las teoriacuteas circulantes dentro del entorno de los fiacutesicos y astrofiacutesicos como asimismo proporcionar argumentos para formular nuevos modelos Por ahora no sabemos si el modelo sobre la formacioacuten de estrellas que hemos descrito anteriormente tiene aciertos o deberiacutea ser definitivamente arrinconado pronto se sabraacute
Dentro del aacutembito de la astrofiacutesica y tambieacuten de la cosmologiacutea una de las teoriacuteas en boga maacutes concurrida para
citarla con respecto a la formacioacuten de las galaxias en el universo se fundamenta en el modelo conocido como The Laboratory for Cosmological Data Mining (LCDM) En esa teoriacutea se asume que el componente dominante del universo estaacute formado por la materia oscura la cual se cree que consiste ndashprobablemente en su mayor porcentajendash en materia no barioacutenica elementos dominantes seriacutean partiacuteculas elementales no conocidas hasta ahora Por lo que se ha podido observar del universo la materia barioacutenica constituiriacutea solamente un 13 del total de sus
componentes lo que implica que el resto del universo estariacutea compuesto mayoritariamente por un Ω constituido por una constante cosmoloacutegica que no desaparecioacute en el tiempo Una densidad de vaciacuteo que domina con creces las densidades combinadas de energiacutea producida por materia y bariones oscuros Lo anterior ha sido sugerido con rasgos de mucha consistencia en las observaciones de supernovas distantes o extragalaacutecticas Durante las dos uacuteltimas deacutecadas del siglo XX y los antildeos transcurridos de eacutesta del 2000 las simulaciones computarizadas sobre los incrementos gravitacionales observados basados en el modelo LCDM han ayudado significativamente a poder entender el proceso de formacioacuten y las caracteriacutesticas de los halos galaacutecticos tan bien como su distribucioacuten y movimiento en el espacio Tanto es asiacute que comparativamente con otros se trata de un proceso sobre la formacioacuten de la estructura coacutesmica que se puede decir que se entiende y conoce bien Sin embargo las simulaciones cosmoloacutegicas que intentan incluir en ellas la formacioacuten de las estrellas con el objeto de poder realizar comparaciones directas con las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias observadas han resultado bastante difiacuteciles de llevar a cabo a buen teacutermino y por lo tanto sigue siendo una cuestioacuten teoacuterica muy incierta Uno de los referentes problemaacuteticos que asaltan en esos estudios de simulaciones computarizadas es el excedente de radiacioacuten friacutea del gas coacutesmico lo que hace aparecer a las galaxias simuladas muchiacutesimo maacutes luminosas que las observadas desde el propio universo Se piensa que para que ello ocurra debe existir un error importante en los modelos astrofiacutesicos formulados sobre la formacioacuten de las estrellas y sus procesos asociados a sus retrocciones Se ha considerado que ese excesivo enfriamiento que aparece en los computadores guardariacutea relacioacuten con errores teoacutericos sobre la retroaccioacuten como los que pueden producir las explosiones de supernovas o de incorrecciones en las precisiones formuladas sobre los vientos estelares El problema fundamental radica en que todaviacutea no hemos logrado conocer bien la naturaleza fiacutesica de la regeneracioacuten como asimismo en las dificultades matemaacuteticas que se tienen para intentar modelarlos dentro de simulaciones
Velocidad del gas en una galaxia en formacioacuten pequentildea Debido a que el gas se enfriacutea un disco centriacutefugo apoyado se convierte en el centro del halo galaacutectico cuyos bordes los podemos apreciar en las figuras insertadas arriba En el creciente disco gaseoso la formacioacuten de las estrellas produce un viento galaacutectico de gran alcance que se puede escapar de la galaxia
Sin embargo en un estudio realizado en el antildeo 2002 en el departamento de astrofiacutesica del Instituto Max Planck los astrofiacutesicos Springel y Hernquist propusieron un nuevo modelo de simulaciones computarizadas para estudiar la formacioacuten de estrellas En este modelo se intenta explicar la regulacioacuten de la formacioacuten de estrellas por supernovas en los medios interestelares densos (MID) Los cientiacuteficos usando un meacutetodo de anaacutelisis para la fiacutesica de MID del tipo sub-resolucioacuten lograron soslayar con su modelo varios de los problemas matemaacuteticos que usualmente aparecen en este tipo de estudios Tambieacuten ellos por primera vez lograron insertar en las simulaciones una novedosa descripcioacuten para los procesos de retroaccioacuten que efectuacutean los vientos galaacutecticos En los cuadros que hemos fijado en la figura de arriba se muestra los campos de velocidad del gas durante la formacioacuten del disco galaacutectico cuando el viento es incluido en las simulaciones En ese trabajo se demuestra que en las pequentildeas galaxias el viento se puede realmente escapar de ellas transportando el gas y los elementos pesados que fueron sintetizados por estrellas ubicadas fuera de la galaxia Por ello en esos casos la cantidad de gas que queda disponible en la galaxia para la formacioacuten de estrellas llega a ser muy pequentildea No obstante y a pesar de este significativo efecto sobre la luminosidad del disco de formacioacuten sus caracteriacutesticas morfoloacutegicas siguen siendo constantes en las galaxias espirales observadas como lo podemos apreciar en las figuras que insertamos a continuacioacuten
Proyecciones de la densidad de la luminosidad estelar de las galaxias espirales formuladas en simulaciones en las cuales se incluye el viento galaacutectico A la izquierda se muestra a una pequentildea galaxia de una masa total de 1010 mientras que a la izquierda se presenta a una galaxia de una msa 100 veces mayor En ambos casos la morfologiacutea del disco estelar de formacioacuten es absolutamente semejante al de las galaxias espirales observadas
En las galaxias pequentildeas los vientos galaacutecticos adquieren una influencia significativa en la escasa formacioacuten de estrellas ya que de ellas se pueden escapar de la gravedad de sus progenitores los halos de materia oscura Sin embargo los vientos cuando se trata de grandes galaxias son confinados de manera tal que en esos sistemas no juegan un rol significativo para impedir formaciones estelares numerosas En consecuencia se puede pensar que la retroaccioacuten por vientos soacutelo reduce la actividad de la formacioacuten de estrellas en galaxias pequentildeas lo que lleva a coincidir entre las observaciones y las predicciones del modelo LCDM Lo anterior es lo que incentiva a que en la actualidad los vientos galaacutecticos reciban bastante atencioacuten en los estudios teoacutericos Pero ademaacutes los vientos producen otro efecto interesante que es el de transportar los metales a traveacutes del medio intergalaacutectico lo que potencialmente explica porqueacute los elementos pesados se observan en los gases de baja densidad que residen en los espacios intergalaacutecticos como se ha detectado en estudios de liacuteneas espectrales de quaacutesares
La figura de arriba ilustra las diversas simulaciones cosmoloacutegicas que se utilizaron para estudiar la formacioacuten de galaxias en el universo Cada una de las series fueron desarrolladas con distintas dimensiones usando en ello una gama de diversas resoluciones matemaacuteticas En aquellas que aparecen maacutes grandes se insertaron en ellas maacutes de 68 millones de partiacuteculas Combinando los resultados de las distintas series se desarrolloacute un by pass que permite efectuar simulaciones con una gama de posibilidades que permiten estudiar a traveacutes de computacioacuten cualquier tipo de formacioacuten de estrellas en cualquiera de las configuraciones galaacutecticas
En la formulacioacuten del modelo LCDM la formacioacuten de las galaxias son las fundaciones astrofiacutesica que lo sostienen En el espacio primero se van formando pequentildeos objetos que gradualmente por efectos gravitatorios se van fusionando unos con otros para luego convertirse en masivas galaxias Las predicciones matemaacuteticas que se puede obtener para poder establecer una tasa aceptable de formacioacuten de estrellas en el universo son particularmente desafiantes en este modelo ya que establecer el nuacutemero de ellas que se forman en las galaxias requiere que las simulaciones lo resuelvan dentro de un proceso de creacioacuten simultaacutenea en todas aquellas escalas que aparecen como relevantes Es decir se formariacutean en un laquopariacute pasoraquo galaxias y estrellas Esto implica una demanda dinaacutemica substancial para todas las simulaciones Ademaacutes como ya lo hemos mencionado el efecto de retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos es significativamente importante en las galaxias pequentildeas lo que implica incrementar las dificultades en la obtencioacuten de cifras aterrizadas fijadas en los objetivos de dichas simulaciones consideraacutendose el hecho que esas galaxias se encuentran en los liacutemites de las resoluciones En consecuencia y dada esa dificultad no queda maacutes que computar considerando al efecto de retroaccioacuten de los vientos como un elemento constringente en la formacioacuten de estrellas dentro de pequentildeas galaxias De hecho en las simulaciones de este modelo la resolucioacuten total requerida no llegue a un volumen lo suficientemente satisfactorio que sea representativo para el universo observado y maacutes No se espera que en los proacuteximos antildeos los avances en informaacutetica puedan mejorar mucho esta situacioacuten Sin embargo como no estaacute inserto dentro del espiacuteritu de un cientiacutefico quedarse ahiacute Springel y Hernquist han podido soslayar en gran medida este problema En las figuras que fijaremos a continuacioacuten de este paacuterrafo se ilustra esquemaacuteticamente las simulaciones que desarrollaron esos cientiacuteficos en un Linux-Cluster del Center for Parallel Astrophysical Computing at Harvard-CfA Usando una de las secuencias con medidas asociadas a traveacutes de un especial anaacutelisis teacutecnico pudieron extender la gama dinaacutemica del modelo matemaacutetico para la formacioacuten de las galaxias llegando a alcanzar un rango dinaacutemico cercano a las 18 decenas en masas Tambieacuten para cada tamantildeo de series realizaron extensos estudios de las resoluciones lo que permitioacute obtener pruebas confiables de convergencias matemaacuteticas para cada una de las series
Ilustracioacuten computarizada de galaxias consideraacutendose un alto corrimiento al rojo A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas rodeando a una de las primeras estrellas que se forman en una de las galaxias En la simulacioacuten se considera al universo con una edad de un milloacuten de antildeos Los densos puntos blancos sentildealan a las galaxias que estariacutean en un proceso de formacioacuten de estrellas el las cuales el viento se conduce a traveacutes del medio intergalaacutectico Esos vientos son los que forman las burbujas de gas caliente que se aprecia a la derecha como se refleja en el graacutefico de temperatura que comporta la ilustracioacuten
En un fuerte corrimiento al rojo la primera estrella que se forma en las galaxias comienzan a emitir violentas emanaciones hacia el medio intergalaacutectico seguacuten lo que se puede apreciar en la ilustracioacuten de arriba Ahora cuando los vientos galaacutecticos son detenidos por colisiones ello conduce a que se formen burbujas en los MIG los cuales se llenan de un enriquecido gas metaacutelico caliente En consecuencia los vientos galaacutecticos pueden jugar un importante rol para entender el enriquecimiento en metales que se ha observado en gases galaacutecticos de baja densidad Centraacutendonos en las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias posiblemente esos vientos quizaacutes sean los causantes de las bajas tasas de formacioacuten de estrellas en las pequentildeas galaxias Sin la existencia de los vientos las galaxias no llegariacutean a un excesivo enfriamiento y seriacutean substancialmente maacutes brillantes como lo podemos observar en las figuras que a continuacioacuten insertamos
Galaxias en proceso de formacioacuten A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas en los momentos en que la densidad coacutesmica de formacioacuten de estrella se halla cerca de su maacuteximo A la derecha se muestra un close-up de una de las maacutes masivas galaxias que se ha formado hasta ahora en la cual los colores anaranjados muestran a las estrellas mientras que el azul representa al gas
En los graacuteficos que siguen a continuacioacuten se muestran las predicciones obtenidas a traveacutes del modelo compuesto de simulaciones que hemos estado describiendo para la formacioacuten de estrellas en funcioacuten del corrimiento al rojo y de tiempo acumulativo La densidad de la formacioacuten de estrellas se predice en su maacuteximo para un universo joven con un corrimiento al rojo del orden de Ζ = 55 Para la mitad de las estrellas se pronostica que se encontraban en puntos galaacutecticos del espacio hace ya maacutes de 10 mil millones de antildeos La fraccioacuten total de bariones producidos en las muertes de estrellas se considera cerca de un 10 lo que coincide con los datos de las observaciones Sin la inclusioacuten del viento galaacutectico el nuacutemero de bariones habriacutea sido substancialmente maacutes alto lo que seriacutea inconsistente con las observaciones
Historia de la formacioacuten coacutesmica de las estrellas en funcioacuten del tiempo El graacutefico de la izquierda muestra la evolucioacuten de la tasa de densidad en la formacioacuten de estrella en funcioacuten del corrimiento al rojo Los grafos azules corresponden a mediciones de las simulaciones mientras que las liacuteneas son ajuste analiacuteticos de los
resultados El maacuteximo de actividad para la formacioacuten de estrellas estariacutea dada por un corrimiento al rojo de Ζ = sim 55 para un tiempo de mil millones de antildeos de vida del universo En el graacutefico de la derecha se muestra a una fraccioacuten de estrellas de la eacutepoca actual que son maacutes vieja que la edad estimada en el estudio Se puede apreciar que sobre la mitad de las estrellas hoy diacutea tienen una edad que supera los 10 mil millones de antildeos
Quizaacutes el estudio que acabamos de describir sea uno de los maacutes confiables para predecir en el presente la formacioacuten de estrellas en un alto corrimiento al rojo Ello fue posible de concretar combinando la capacidad de procesamiento de supercomputadores modernos con un sofisticado modelo de la fiacutesica para gases radiactivos casi friacuteos formacioacuten de estrellas enriquecimiento de metales y de la retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos y de supernovas Estas simulaciones naturalmente son un paso maacutes para llegar a un conocimiento acabado sobre la evolucioacuten coacutesmica de la formacioacuten de las estrellas Estaacute claro que contiene mucha maacutes informacioacuten sobre el proceso de formacioacuten de las galaxias sobre las caracteriacutesticas del gas galaacutectico y el espacio entre ellas Pero dando pasos se construye la ciencia y si se compara la informacioacuten que se ha obtenido en estas simulaciones con datos detallados de observaciones es posible hacer progresos adicionales para entender mejor la formacioacuten cosmoloacutegica de las galaxias
Aquiacute todaviacutea nos queda pendiente profundizar auacuten maacutes sobre lo que se ha conseguido hasta hoy sobre la formacioacuten de las estrellas Los modelos astrofiacutesicos que hemos descrito son bastante consistentes con las observaciones y la intuicioacuten de quienes se han laquoentretenidoraquo en formularlos De todas maneras esto no queda como lo uacutenico que hasta ahora se puede exponer sobre el tema ya que en la siguiente seccioacuten vamos a incrementar los conceptos sesudos al respecto
Como maacutes de una vez ya expresamos las estrellas se forman y nacen de nubes de materia de gas y polvo que se
aglutina en los medios interestelares (MI) que se hallan por todo el universo En la actualidad se han logrado catalogar a unas 6000 de esas nubes de las cuales algunas alcanzan dimensiones diametrales que bordean los 300000 al (antildeos luz) y masas que fluctuacutean en torno entre 200000300000 veces la del Sol Estaacuten compuestas principalmente de hidroacutegeno amoniaco agua acetileno formalina silicatos carbono etc Ahora estas nubes no soacutelo almacenan los componentes para formar una estrella (o cientos de miles) sino que ademaacutes contienen los elementos necesarios para que en esos lugares coacutesmicos se puedan desarrollar masas planetarias Se trata de
estructuras bastante estables ya que sus sistemas gravitatorios se muestran en general estabilizados salvo cuando son inferidos por alguna interferencia perturbadora como puede ser el caso de la explosioacuten de una cercana supernova En efecto al explosionar una supernova en las cercaniacuteas de una nube interestelar eacutesta en vez de absorber las ondas de choque emitidas por el catastroacutefico evento estelar comienza a contraerse y colapsarse hacia el centro del sistema Al darse esa situacioacuten la energiacutea que se ha liberado en la explosioacuten comienza a calentar ese centro compactando auacuten maacutes la materia que se ha estado colapsando en el nuacutecleo la temperatura se incrementa sustancialmente lo que conlleva a que la radiacioacuten vaya siendo progresivamente cautivada En ese fenoacutemeno se ha producido el nacimiento de una protoestrella
Una vez conformada la protoestrella el siguiente paso que se da dentro del fenoacutemeno es la formacioacuten de una estrella Aunque nunca hemos visto en propiedad el nacimiento de una estrella ya que soacutelo podemos empezar a observarla cuando se enciende siacute nos atrevemos a describir que a partir de la nube originaria se crea un anillo que rodearaacute a la futura estrella y que la bombardearaacute por atraccioacuten enriquecieacutendola de materia hasta un liacutemite en que no podraacute seguir absorbiendo ese material Una vez alcanzada esa satisfaccioacuten estelar una gran parte de materia se escaparaacute a traveacutes de la perpendicular de entrada al disco y formaraacute lo que se denominan como jets bipolares o Herbig-Haro [HH] (materia que como sucede en los acontecimientos astrofiacutesicos es gatillada en pares en direcciones opuestas una por cada polo de ahiacute su nombre) que saldraacuten despedidos a velocidades superiores a los 1000 kms Luego la estrella que se acaba de formar seguiraacute un proceso bastante inestable hasta que alcance su madurez ya que en su nintildeez no dispone de de sistemas compensatorios y tampoco
ha iniciado sus reacciones nucleares
En la medida en que la estrella va asimilando materia atraiacuteda por la gravedad tambieacuten va incrementando su temperatura hasta llegar a tener entre 9 a 10 millones de grados en cuyo preciso momento comenzaraacute las reacciones nucleares la estrella se seguiraacute contrayendo hasta que la presioacuten y temperatura interna sean lo suficientemente grande como para poder compensar el sistema y lograr asiacute el estado de madurez (secuencia principal) mientras las radiaciones y el viento de protones y electrones expulsan a los elementos maacutes livianos del disco Y de darse ese fenoacutemeno esos elementos expulsados formaraacuten un disco circunestelar que podriacutea derivar en un sistema planetario como ocurrioacute en el caso del Sol
El Telescopio Espacial Hubble nos proporciona una detallada visioacuten de los procesos apopleacuteticos eructivos y dinaacutemicos que acompantildean las etapas finales de la formacioacuten de una estrellaEn las tres imaacutegenes de arriba se puede observar el derrumbe del disco circunestelar de polvo y gas que se forma durante el proceso de construccioacuten de una estrella y que a su vez proporciona los ingredientes para la formacioacuten de un sistema planetario En las imaacutegenes tambieacuten se puede apreciar a jets o chorros de gas caliente de varios sistemas embrionarios saliendo de las estrellas que se encuentran en las etapas finales de su formacioacuten
Una vez que la estrella arriba a su madurez se mantendraacute bastante estable por un periacuteodo de tiempo dependiendo del tamantildeo de su masa Pero como la masa es la propiedad maacutes importante de una estrella ello lo vamos a tratar maacutes adelante con cierta detencioacuten Por ahora seguiremos centrando nuestra atencioacuten en la formacioacuten de las estrellas Si bien no tenemos la posibilidad de poder ver como se embriona una estrella no obstante siacute sabemos que se forman de la materia del medio interestelar En consecuencia las zonas del espacio donde probablemente se formen una mayor cantidad de estrellas son aquellas en la que existe una mayor densidad dado que alliacute los aacutetomos y granos de polvo se encuentran maacutes concentrados permitiendo con ello que se ejerza una mayor fuerza de atraccioacuten gravitacional Pero tambieacuten es importante que en esos lugares exista una baja presioacuten del medio que facilite la presencia de bajas temperaturas
Los requisitos que hemos expuesto en el paacuterrafo anterior sobre las condiciones que deben reunir los espacios coacutesmicos para que se puedan formar estrellas se hallan fundamentalmente en las llamadas nebulosas oscuras En esas nubes del espacio se suelen dar condiciones con una densidad promedio en un rango
que va de 100 a 10000 partiacuteculas por cmsup3 (el promedio es de 01
a 20 partiacuteculas por cmsup3 y de temperaturas que no superan los 15deg K Una nebulosa oscura es una gran nube que se observa en el cielo como una pobre regioacuten de estrellas donde el polvo y los gases interestelares se hallan significativamente concentrados Pueden ser vistas si una parte de sus emisiones o reflexiones se oscurecen o como sucede con la nebulosa del Saco de Carboacuten
Nebulosa Oscura Saco de CarboacutenUna de las nebulosas maacutes conocidas por los habitantes del hemisferio sur Se sabe de ella desde que fue observada en 1499 por Vicente Yaacutenez Pinzoacuten cuando integraba la expedicioacuten de Hernando de MagallanesEl Saco del Carboacuten es una de las maacutes prominentes nebulosa oscura visible en los surentildeos cielos Es bien visible a simple vista y se parece a un oscuro y gran bancal de la Viacutea Laacutectea Se ubica con facilidad en la parte meridional de la conocida Cruz del Sur y oscurece y cubre unos 26 grados cuadrados del cielo con partes ubicadas en la constelacioacuten de La Mosca y otras en Centauro
(figura de la derecha) en que la luz de algunas de sus estrellas laquomaacutes viejasraquo ubicadas en las profundidades de la nube no es bloqueada por la materia interestelar Las nebulosas oscuras tienen formas bastante irregulares No tienen un liacutemite externo claramente definido y a veces adquieren formas como serpentinas enrolladas Cuando son grandes pueden ser observadas a simple vista asemejaacutendose a plantillas oscuras contrapuestas al fondo maacutes brillante de la Viacutea Laacutectea El hidroacutegeno que se halla almacenado en estas opacas y oscuras nubes se encuentra en estado molecular A las grandes nebulosas de este tipo se les conocen bajo el nombre de gigantes nubes moleculares (GNM o GMC) y su tamantildeo es un milloacuten de veces el del Sol En su interior contienen una gran cantidad de masa del medio interestelar
con una dimensioacuten de unos 150 al una densidad media que va de las 100 a las 300 moleacuteculas por cmsup3 y una temperatura interna que fluctuacutea entre los 7 y 15 grados K Las GNM estaacuten compuestas principalmente de gas y polvo pero ademaacutes contienen una cantidad importante de estrellas El nuacutecleo de esas nubes es invisible al ojo humano y es perceptible solamente a traveacutes de las emisiones de microondas emanadas de sus moleacuteculas constitutivas Esta radiacioacuten no es absorbida por el polvo y no escapa con facilidad de la nube El material que se encuentra almacenado en las GNM se agrupa en distintos tamantildeos con nubes que se ubican por debajo de las masas de las estrellas y los maacutes pequentildeos pueden medir hasta un antildeo luz (al)Esa nubes tambieacuten cuentan con su propio campo magneacutetico interno el cual les sirve de escudo de ayuda contra su propia gravedad Las GNM juegan un importante rol en la dinaacutemica de las galaxias En efecto cuando una estrella pasa cerca de una GNM la gravedad de eacutesta afectaraacute considerablemente a la oacuterbita de la estrella Al cabo de varios encuentros cercanos una estrella de mediana edad seraacute afectada significativamente en su direccioacuten y velocidad orbital alongando su oacuterbita desde la condicioacuten circular primaria heredada de la GNM como tienen las estrellas recieacuten nacidas Este fenoacutemeno es una herramienta de gran utilidad para los astroacutenomos para estimar las edades de las estrellas y estudiar la densidad del disco galaacutectico
Ahora profundizando un poco sobre las nubes moleculares eacutestas ndash por densidad y tamantildeondash permiten la formacioacuten
de hidroacutegeno molecular H2 Sin embargo se trata de una moleacutecula bastante difiacutecil de detectar lo que implica rastrearla a traveacutes de moleacuteculas de monoacutexido de carbono (CO) La relacioacuten entre la luminosidad del CO y la masa del H2 es aproximadamente constante pese a que existen razones para dudar que sea asiacute dado lo que se observa en algunas galaxias
En la Viacutea Laacutectea las nubes moleculares asumen un tamantildeo que corresponde aproximadamente a la mitad del espacio orbital del Sol lo que las transforma en un componente significativo del disco galaacutectico Seguacuten los catastros que se tienen confeccionados sobre nubes moleculares en la galaxia registran que la mayoriacutea de ellas se encuentran agrupadas en objetos maacutes masivos que abarcan varios millones de masas solares Por lo general se hallan ubicadas en planos con dimensiones aproximadas de entre 50 y 75 pc (no dejan de ser grandecitas) pero son mucho maacutes finas que los otros componentes gaseosos que cohabita por esos lugares como el hidroacutegeno atoacutemico e ionizado Se piensa que las nubes moleculares deberiacutean existir extensivamente
sobre todo dentro de los brazos espirales de la galaxia pero ello es incierto dado el hecho de las dificultades que se tienen para estimar distancia y en otras galaxias que han sido observadas en alta resolucioacuten se ha logrado ver a los respectivos brazos espirales claramente delineados pero no sensibles a un fondo uniforme de emisiones de CO Para muchos de los astrofiacutesicos la formacioacuten de nuevas estrellas en el universo ocurre hoy solamente dentro de las nubes moleculares Lo piensan asiacute dado que ello seriacutea una consecuencia natural de sus altas densidades bajas temperaturas y de la evidencia observada en grandes nubes formadoras que han sido confinadas en gran medida por la propia gravedad de lo embrionado como ser estrellas planetas y galaxias mas que por la accioacuten externa como sucede con las nubes del cielo Esta evidencia nace del hecho de las laquoturbulentasraquo velocidades deducidas de las liacuteneas de latitud del CO que se mueven a una velocidad semejante a la orbital ( una relacioacuten virial )
Nebulosa Molecular CarinaDentro de algunos millones de antildeos la radiacioacuten de las brillantes estrellas que se hallan alojadas en esta nebulosa habraacute dado cuenta de la totalidad del gas y moleacuteculas que auacuten conserva La nube molecular se ha desagregado de la Nebulosa Eta Carina u Ojo de la Cerradura Las nuevas estrellas que se han formado se hallan visibles y sus enrojecidas imaacutegenes es el producto de la azul luz dispersada preferentemente por el penetrante polvo La imagen de arriba tiene una extensioacuten aproximada de dos antildeos luz y fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble en 1999
En resumen las nubes moleculares seriacutean el medio para la formacioacuten del laquocigotoraquo de estrellas Como lo mencionamos estaacuten formadas de gas y polvo El gas es predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Pero a diferencia de los animales ese laquocigoto estelarraquo se formariacutea por el colapso y fragmentacioacuten de las regiones maacutes densas de la nube En esos lugares las partiacuteculas se atraeriacutean por la gravedad y colapsariacutean hacia el centro de las regiones maacutes densas Ahora como contraparte al colapso se halla la presioacuten del gas El problema radica en saber con certeza cuaacutel es el mecanismo que produce el triunfo de la gravedad sobre la presioacuten que ejerce el gas para que la nube de comienzo a la formacioacuten de una estrella Debemos reconocer que hasta ahora la fiacutesica de las nubes moleculares no la entendemos muy bien y es tema de discusioacuten en congresos y simposios de fiacutesicos Sus movimientos internos son gobernados por las turbulencias de un magnetizado y friacuteo gas cuyos turbulentos movimientos son altamente supersoacutenicos pero siacute comparables a las velocidades de los disturbios magneacuteticos Dado lo anterior se piensa que en esos estados los gases deberiacutean perder raacutepidamente energiacutea procediendo a derrumbarse o reinyectarse energeacuteticamente Tambieacuten se puede dar el caso de que las nubes sean perturbadas por alguacuten proceso como ser el de una masiva estrella ya que sabemos que mucha de estas nubes alojan a eacutestas en una fraccioacuten importante de su masa desde antes de su fraccionamiento y colapso para formar cantidades de ellas Sabemos que una de las particularidades de la gravedad es su coalescencia con respecto a la materia Dado lo anterior es natural que se piense que para que se deacute comienzo a un proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas de una nube colapse y se fragmente por efectos gravitatorios Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por consiguiente deberiacutea darse en un momento un mecanismo para que la gravedad sea preeminente sobre los demaacutes componentes y de esa manera la nube puede formar una estrella Por ahora adoptaremos simplificaciones para enumerar los posibles mecaacutenicos que pueden originar la preeminencia de la gravedad aunque en la realidad las nubes moleculares son no son homogeacuteneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes No obstante dentro de los mecanismos que podriacutean dar origen en el interior de una nube interestelar a una estrella como consecuencia de la gravedad se encuentran entre otros los siguientes
1 Una supernova La espectacular explosioacuten de una masiva estrella cuyas fuertes ondas de choque pueden ocasionar el desequilibrio necesario para embrionar a una estrella
2 Las ondas de choque provocadas por la colisioacuten de nubes moleculares 3 Las ondas de densidad que se producen en los brazos espirales de las galaxias Por delante de estas
ondas viajan otras de choque que alteran el medio interno de las nebulosas oscuras 4 Las interacciones galaacutecticas Las interacciones de los medios interestelares que se dan en los espacios
galaacutecticos tambieacuten dan origen a ondas de choque 5 Las ondas teacutermicas de estrellas recieacuten nacidas Una vez que las estrellas logran encender su combustible
empiezan a brillar liberando ondas teacutermicas de choque que dan origen a una especie de efecto laquodominoacuteraquo en la formacioacuten de nuevas estrellas Este pude ser uno de los mecanismos que da origen a los nacimientos estelares masivos en cuacutemulos
ltBLlt fontgtEn la siguiente seccioacuten de esta parte del capiacutetulo III nos vamos a centrar en analizar cada uno de los posibles mecanismos que hemos enumerado para que se formen estrellas como consecuencia de efectos gravitatorios
La mayoriacutea del gas que se concentra en el disco galaacutectico se halla unionizado o en estado neutro y se le denomina
H I Ahora bajo condiciones apropiadas por ejemplo cerca de una caliente estrella o circundante a los efectos de la explosioacuten de una supernova ese gas se puede ionizar y como ya lo hemos estado estudiando cuando ello ocurre a esos lugares se le denominan regiones H II En ambos estados a ese gas se le nombra generalmente como el ISM del medio interestelar
Como podemos deducir de las secciones anteriores las Regiones HII son calentadas (ελ sim 104 K) y bajan hacia el
friacuteo fondo del H I (ελ sim 102 K) asentaacutendose en eacutel Esa ubicacioacuten que asumen las regiones HII ha sido claramente detentada en imaacutegenes de galaxias externas Lo anterior ha sido certificado por evidencias obtenidas a traveacutes de fotografiacuteas directas ( o imaacutegenes CCD) de galaxias que se hallan cercanas a la Viacutea Laacutectea Ello ha sido posible debido al dominio de las liacuteneas espectrales de emisioacuten de varios elementos como el hidroacutegeno en particular del
helio oxiacutegeno carbono calcio silicio hierro etc Imaacutegenes tomadas a un rango de luz de Hα 6583 Aring (o sea a la
liacutenea α de la serie de Balmer) han demostrado con mucha claridad a regiones H II ello debido a que mucha de la luz visible emitida en esas regiones galaacutecticas es generada dentro del rango de esa liacutenea Por consiguiente las regiones H II aparecen en imaacutegenes de color tiacutepicamente rosaacuteceas En las galaxias que maacutes se han hallado regiones H II son en las espirales en especial en los brazos de eacutestas donde las joacutevenes estrellas son ricas en proporcionar fotones ultravioletas que son necesarios para ionizar el gas Las maacutes prominentes estrellas que habitan esas regiones galaacutecticas son las recieacuten nacidas por consiguiente calientes Alguna de esas regiones contiene un nuacutemero maacutes que significativo de esas estrellas cuya produccioacuten de energiacutea pude ionizar una fraccioacuten importante del gas de una galaxia Por otro lado las estrellas que se van formando en las galaxias en lugares fuera de los espirales en su andar por el inicio de la vida estelar se van asociando a los brazos espirales del correspondiente disco galaacutectico lo que implica que debido a sus claras liacuteneas de emisioacuten se transforman en un excelente medio para estudiar la rotatoria y cinemaacutetica de las galaxias Por otra parte las galaxias eliacutepticas y S0 rara vez muestran de forma prominente regionesH II Ello se debe a que se trata fundamentalmente de galaxias viejas y es poco el gas que les queda almacenado como para tener una fertilidad estelar significativa No obstante muestran deacutebiles nebulosas planetarias pero maacutes que todo son rasgos de muestra de la distancia a la que se encuentran
LIacuteNEAS DE IONIZACIOacuteN Y DE EMISIOacuteN
Como ya lo estudiamos anteriormente las regiones H II tienen un cierto tamantildeo alrededor de una fuente de ionizacioacuten que corresponde a un equilibrio formado por el flujo de fotones ionizantes por una parte con la tasa por el cual el plasma se puede enfriar y los electrones ionizados puedan recombinarse con los protones por otra Ahora si la tasa de ionizacioacuten es mayor que la de recombinacioacuten el plasma se ionizaraacute casi en su totalidad En esos casos estudios que se han realizado han sentildealado que menos del uno por ciento del hidroacutegeno aglomerado en esas tiacutepicas regiones no es afectado por la ionizacioacuten A continuacioacuten insertamos fotografiacuteas de tres galaxias espirales en las cuales se muestra el comportamiento que hemos descrito sobre las regiones H II
Figura 03040301- Las fotografiacuteas de arriba muestra a tres galaxias espirales captadas en el ancho de banda del filtro rojo (paneles superiores) y a la luz de Hα (paneles inferiores) Las regionesH II se correlacionan notablemente con los espirales y anillo de la estructura de las galaxias El filtro rojo es muchiacutesimo maacutes sensitivo a la distribucioacuten general de viejas estrellas mientras que por su parte el filtro Hα destaca los sitios de estrellas joacutevenes donde forman regiones
Es importante tener presente en estos estudios que lo fotones ultravioletas por debajo de una longitud de onda de λ = 912 Aring tienen la suficiente energiacutea como para ionizar el hidroacutegeno quitando al electroacuten Eventualmente el electroacuten se recobra pero dado que el gas interestelar tiene una muy baja densidad el proceso de recuperacioacuten puede durar horas Las estrellas maacutes caliente son las fuentes emisoras de fotones UV por excelencia necesario para ionizar el gas Estrellas como las de los tipos O o B y tambieacuten las enanas blancas son las principales a considerar Las temperaturas que se pueden dar en las estrellas O o B va desde 11000 a los 50000 ordm C mientras que las enanas blancas pueden alcanzar cifras bastante mayores en la temperatura de su superficie El mecanismo que conduce a las liacuteneas de emisioacuten es la recombinacioacuten como lo podemos apreciar en el graacutefico que
vamos a insertar maacutes abajo Las importantes a considerar entre otras son Hα a 6563 Aring [NII] a 6583 Aring [OII] a
3726 y [OIII] a 4959 y 5007 Aring
Figura 03040302- Los grafos muestran el espectro de una tiacutepica nebulosa planetaria NGC 1501 y muestran muchas estrechas liacuteneas de emisioacuten de H C O y HeFuente Stanghellini Kaler y Shaw AampA 291 604
En el graacutefico de la figura 03040302 se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes ldquo[ ]rdquo que estaacuten indicando que se trata de liacuteneas conocidas normalmente como ldquoprohibidasrdquo ya que pueden ser observadas solamente bajo condiciones de una muy deacutebil densidad En laboratorio los plasmas que se usan en las investigaciones son generalmente de tan alta densidad que ese tipo de liacuteneas son inobservables ya que se generan de energiacuteas producidas a nivel de la superficie de la Tierra y por ello comportan una alta estabilidad y un largo curso de vida Para los astrofiacutesicos que orientan sus trabajos de investigacioacuten para dilucidar las formas en que nacen las estrellas las liacuteneas de emisioacuten constituyen un excelente medio para obtener diagnoacutesticos sobre las condiciones fiacutesicas del gas aglomerado en las nebulosas planetarias En efecto en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las liacuteneas son
termosensibles mientras que los [ O II ] y [ S II ] entre 6716 y 6731 Aring son maacutes sensibles a la densidad del electroacuten Lo anterior es debido a que las uacuteltimas de las liacuteneas son emitidas a diversos niveles pero con casi la misma energiacutea de excitacioacuten Lo importante es que el cociente que se obtenga sea un diagnoacutestico del proceso de las excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se estaacute estudiando Ahora en cuanto los plasmas que se pueden hallar a estaacutendares terrestres resultan bastante delgados con densidades de partiacuteculas que van desde los 10 a los 106 cm-3
Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en las nebulosas planetarias las observaciones que se efectuacutean en longitudes de ondas de radio ya que en esas frecuencias estas regiones del espacio emiten tiacutepicas radiaciones bremsstrahlung lo que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes del gas de las correspondientes nubes
Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
PREFACIO
Este articulo esta traducido electroacutenicamente a otras lenguas pedimos disculpas si este difiere del original escrito en lengua Espantildeola
Energiacutea Tiempo Espacial
La energiacutea del tiempo y el espacio pareciera provenir de la nada pero esta no es la respuesta ya que bajo circunstancias especiales y bajo ciertos mecanismos la energiacutea aparece y de la misma forma bajo circunstancias especiales y bajo circunstancias especiales opuestas la energiacutea se disipa
Esta ecuacioacuten E=c1 M m t1 x-i1 i2 i3 es una ecuacioacuten central de caraacutecter universal y solo con esta base se explican todas las interacciones entre materia y energiacutea lo que da paso a que la muy conocida ecuacioacuten de el Dr Albert Einstein E=mc2 se vuelva obsoleta e inaplicable para explicar la procedencia de la energiacutea excedente y la energiacutea continua o infinita en el universo
M= c1 e1 g1= E i1
El universo es la cuna de circunstancias especiales que da paso a la energiacutea del tiempo y el espacio y de la materia lo que podemos decir es que tambieacuten bajo circunstancias especiales pero en una interaccioacuten entre la materia energiacutea y las fuerzas que en el universo hay se crean nuevas materias lo cual podemos resumir como
M= c1 e1 = E E= c1 e1 c2 F U c3= M De esta forma se explica la constante del universo en cuanto a la expansioacuten y aparicioacuten de nuevas materias
Pero debemos reconocer que aun con todos los avances tecnoloacutegicos y con nuestra sabiduriacutea limitada no podemos asegurar que fue primero si la energiacutea o la materia y como aparecieron las fuerzas que rigen nuestro universo por lo que en una forma simple aceptamos y esto por fe que en el principio creo Dios los cielos y la tierra y todo lo que en el universo hay
Generalmente los grandes descubrimientos han sido hechos gracias a que algunos individuos en forma simple llegan a grandes conclusiones
Hay un dicho que dice que entre mas grande sea la mentira mas gente la cree desgraciadamente esto en la realidad muchas veces es asiacute las ensentildeanzas estaacuten en manos de grupos pequentildeos y estos deciden que es lo que se debe ensentildear y como debe hacerse y no solo eso sino que tambieacuten cuando debe de ser esto esto la verdad es una ventaja pero gracias a que como en lo bioloacutegico siempre hay alguna defensa de la misma forma en los conocimientos siempre encontraremos alguien que disiente y gracias a estos que disienten se caen las grandes mentiras aceptadas por las mayoriacuteas
Por ejemplo en el pasado se aceptaba que la tierra era plana gracias a los que disentiacutean ahora sabemos que esto no es asiacute O bien en el pasado mas reciente se deciacutea que las maquinas no podiacutean volar y esto era avalado y apoyado matemaacuteticamente gracias a los pioneros de la aviacioacuten ahora sabemos que estaban equivocados y no solo eso sino que muchos de nosotros hemos volado alguna vez en alguna maquina
En la actualidad lo aceptado en el tema de la energiacutea es que esta ni se crea ni se destruye solo se transforma y no solo es aceptado sino que en forma institucional es ensentildeado y esto avalado
matemaacuteticamente pero gracias a algunos cuantos esto esta por caer y los ciegos guiacuteas de ciegos estaacuten por ser avergonzadosCon este artiacuteculo mostraremos en una forma sencilla como estas ensentildeanzas erroacuteneas no tienen fundamento ya que esto es evidente en las cosas visibles y con los pocos conocimientos que la historia nos ha proporcionado hasta el diacutea de hoy La fiacutesica moderna esta enfrascada en poder consolidar en una sola ecuacioacuten las verdades del universo pero esto no es posible ya que los fundamentos son erroacuteneos y por lo tanto no es posible consolidar todo en una sola ecuacioacuten
El presidente Barack Obama daraacute una sorpresa al mundo antes de que termine su mandato y esta conmocionara al mundo cientiacutefico y lo marcara positivamente en los anales de la historia
Articulo
Los resuacutemenes de este articulo estan escrito en una forma simple para que cualquier persona con o sin conocimientos en materia de fiacutesica pueda comprenderlo en forma sencilla sin formulas matemaacuteticas poniendo como ejemplo cosas conocidas de todos universalmente
Estrellas
Formacioacuten de las estrellas
La mayoriacutea de los astrofiacutesicos creen que en la gran explosioacuten que fue el origen del universo soacutelo se formaron
elementos ligeros como hidroacutegeno y helio con un poco de deuterio y de litio pero no elementos quiacutemicos pesados Los astrofiacutesicos llaman a estos primeros elementos laquoelementos primordialesraquo para diferenciarlos de los elementos que se sintetizaron posteriormente en los hornos nucleares del interior de las estrellas o en explosiones de supernovas En un principio el universo era soacutelo gas de helio e hidroacutegeno primordiales Las estrellas vinieron
despueacutes cuando se condensoacute el gas para formarlas Las primeras estrellas no pueden haber tenido elementos pesados simplemente porque no los habiacutea A esas estrellas laquopurasraquo (que son hipoteacuteticas porque nadie ha visto nunca ninguna) se les llama estrellas de poblacioacuten III Pero esas estrellas primordiales realizaron una importante tarea preparando los primeros elementos maacutes pesados como carbono y nitroacutegeno a partir de los ligeros como el hidroacutegeno y el helio mediante transmutacioacuten y combustioacuten nuclear Cuando las estrellas de poblacioacuten III murieron en explosiones espectaculares se esparcioacute en el espacio interestelar toda su produccioacuten de elementos pesados Estos raros elementos pesados acabaron con el tiempo en las estrellas maacutes viejas observadas hasta hoy las de poblacioacuten II Estas a su vez fabricaron maacutes elementos pesados que vertieron posteriormente en el espacio y que acabaron en las estrellas maacutes joacutevenes de poblacioacuten I Estos elementos pesados del medio interestelar de polvo y gas que ocupa el espacio que se extiende entre las estrellas tienden a agruparse cuando chocan los aacutetomos formando diminutos corpuacutesculos de polvo del tamantildeo de una cienmileacutesima de centiacutemetro Estos diminutos granos de polvo se congregan en las nubes oscuras y grumosas de los medios interestelares de los brazos en espiral de la galaxia que es donde nacen nuevas estrellas Mediante un proceso grandioso de reciclaje se forman estrellas nuevas del material de las estrellas muertas Pero iquestcoacutemo nacen exactamente las estrellas Hemos mencionado anteriormente que nunca hemos llegado a ver coacutemo nace una estrella Pero como lo hemos venido estudiando estamos convencidos que las estrellas nacen en el seno de densas nubes de polvo y gas que hay en los brazos espirales de las galaxias unas nubes tan densas que la luz visible no puede atravesarlas Ese convencimiento pese a que ha sido imposible hasta ahora observar siquiera el nacimiento de una estrella es el producto de los avances que se han alcanzado en el desvelamiento de ese proceso tan complejo Quedan muchiacutesimas incoacutegnitas porque en el nacimiento de las estrellas se producen muchos tipos de interacciones fiacutesicas pero la mayoriacutea de los astrofiacutesicos confiacutean en que pronto dispondremos de una teoriacutea completa
En este mismo capiacutetulo III hemos estudiado que en el espacio que se extiende entre las estrellas hay un medio interestelar en movimiento compuesto de gas (aacutetomos y moleacuteculas independientes) y de polvo (pequentildeos granos de materia) El medio interestelar es muy sutil (tan soacutelo constituye todo eacutel un 5 por ciento de la masa galaacutectica) pero se concentra en determinados puntos Han sido varios los sateacutelites que juntos al HST han ido revolucionando nuestra visioacuten de este medio interestelar Las mediciones que se han venido efectuando del espectro de luz en la regioacuten ultravioleta muy lejana una radiacioacuten que no puede atravesar la atmoacutesfera terrestre y que soacutelo puede captarse por encima de ella Mediante los datos que se han logrado reunir los astroacutenomos han venido descubriendo la gran abundancia de moleacuteculas y aacutetomos diversos en el medio interestelar su temperatura y muchas otras caracteriacutesticas Por otra parte la astronomiacutea infrarroja ha jugado un rol importantiacutesimos para que el convencimiento del cual hemos estado hablando se vaya asentando cada vez maacutes en el pensamiento de la mayoriacutea de los astrofiacutesicos En la actualidad no existen casi dudas de que muchos de los objetos infrarrojos maacutes interesantes estaacuten asociados con la formacioacuten de las estrellas Se considera asiacute dado que se tiene la certeza de que las estrellas son formadas como lo hemos mencionado por nubes de gas y polvo que se colapsan por su propia gravedad Al colapsarse la nube gaseosa aumenta su densidad y su temperatura y se hace maacutes caliente y densa en su centro que es donde con el tiempo surgiraacute la nueva estrella El objeto formado al centro de la nube colapsada que luego se convertiraacute en estrella se denomina protoestrella Como las protoestrellas estaacuten rodeadas de gas y polvo es difiacutecil detectarlas como luz visible Las ondas visibles que emite son absorbidas por la materia que la rodea Soacutelo en las fases evolutivas maacutes avanzadas cuando la protoestrella alcanza maacutes temperatura y su radiacioacuten despeja gran parte del material adyacente la nueva estrella puede ser detectada como luz visible Hasta entonces las protoestrellas soacutelo se pueden detectar como luz infrarroja La luz de la protoestrella es absorbida por el polvo que la rodea el cual se calienta e irradia en el infrarrojo Los estudios de las regiones de formacioacuten de las estrellas nos daraacuten informacioacuten clave sobre coacutemo nacen las estrellas y en consecuencia acerca de la formacioacuten de nuestro propio sol y de nuestro sistema solar Un acontecimiento de suma importancia para la astronomiacutea infrarroja fue el lanzamiento del IRAS el 25 de enero de 1983 Este sateacutelite levantoacute un mapa infrarrojo completo del firmamento Su telescopio recorriacutea dos veces cada siete meses todo el cielo Su misioacuten principal consistiacutea en examinar los puntos calientes en los que los astroacutenomos sospechaban que se formaban las estrellas El sateacutelite localizoacute docenas de fuentes de radiacioacuten infrarroja en la nebulosa de la Taraacutentula localizada en la Gran Nube de Magallanes una galaxia proacutexima Algunas de estas radiaciones pueden deberse a interacciones de joacutevenes estrellas con el denso polvo que las rodea Otras pueden ser auteacutenticas protoestrellas posibilidad que entusiasma a los astroacutenomos
El sateacutelite IRAS catalogoacute millares de condensaciones calientes y densas dentro de las nubes de gas y polvo que podriacutean ser regiones de formacioacuten de las estrellas Arriba se incluyen dos imaacutegenes del IRAS la constelacioacuten de Orioacuten (izquierda) en la cual existen varias regiones de formacioacuten estelar activa y la nube Rho Ophiuchi (derecha)
Ahora bien para responder exactamente a la interrogante que nos formulamos al principio de la paacutegina habremos de recurrir a los astrofiacutesicos teoacutericos y a sus modelos computarizados Como lo hemos mencionado y lo veremos en las siguientes secciones los astrofiacutesicos teoacutericos elaboran sus modelos sobre la formacioacuten de las estrellas sostenieacutendose en gigantescos complejos de nubes moleculares las cuales al fragmentarse por los efectos de la gravedad se empiezan a formar bolas de gas y polvo cuyo proceso lo conocimos en la seccioacuten 0302 Cuando esas bolas se han contraiacutedo hasta alcanzar el tamantildeo del sistema solar su temperatura habraacute alcanzado ya los 1000deg C es decir por encima del punto de fusioacuten de los metales Transcurridos unos 100000 antildeos despueacutes de iniciarse la contraccioacuten la masa que se encontraba aglomerada al principio del proceso seguacuten algunos modelos confiables se aglutina dentro de un espacio que no es mayor que el que ocupa la Tierra con su oacuterbita y su temperatura seriacutea de cientos de miles de grados Lo anterior dariacutea como resultado un objeto astronoacutemico que auacuten no es una estrella pero siacute tiene nombre laquoprotoestrellaraquo
Una vez que se forma la protoestrella eacutesta sigue evolucionando en un proceso que dura unos diez millones de antildeos durante el cual sigue contrayeacutendose y calentaacutendose hasta que comienza a desprenderse a traveacutes de su laquoviento estelarraquo del polvo y gas que la rodea cambiando su denominacioacuten primaria por el de estrella T-Tauri A estas laquoestrellasraquo se les ha logrado identificar dado el hecho de que el polvo caliente que auacuten permanece en su alrededor irradia en el infrarrojo Ademaacutes se ha logrado establecer evidencias de que el gas y polvo remanente que las circunda forman discos giratorios que podriacutean corresponder al inicio de sistemas planetarios
Las ilustraciones de la figura de arriba corresponden a una protoestrella (izquierda) y a una estrella T- Tauri (derecha) En la primera de las nombradas el artista intenta representar a una protoestrella durante su proceso evolutivo en que va desprendieacutendose del polvo y gas que la rodea La segunda representa a una activa T-Tauri naciente de un tamantildeo de dos a cinco veces el del Sol
entre erupciones bajo la tensioacuten de su propia contraccioacuten arrojando llamaradas gigantescas curvadas prominencias (en blanco) y un ondeante viento estelar (en amarillo)
La conducta de una T-Tauri es poco convencional para una estrella e imprevisible salvo que la comparemos con los comportamientos infantiles ya que su edad fluctuacutea entre los cien mil a un milloacuten de antildeos poco para una estrella Las T- Tauri tienen unos espectros de emisioacuten ricos complejos y con frecuencia anoacutemalos Con certeza se hallan rodeadas de gas caliente y de chorros luminosos de materia que aumentan la dificultad de interpretar los procesos fiacutesicos que en ellas se producen Las T-Tauri son desconcertantes por la diversidad de caracteriacutesticas extrantildeas como las mencionadas una diversidad que cuando se llegue a comprender nos ayudaraacute a entender esas estrellas bebes y extrantildeas y los gases que las acompantildean
Modelo de formacioacuten de estrellas
Existen hoy diacutea varios modelos astrofiacutesicos en boga que han sido formulados para tratar de explicar el proceso de
formacioacuten de estrellas La seleccioacuten para realizar una difusioacuten de alguno de ellos no es faacutecil Por ello aquiacute vamos a describir a aquellos que al subscrito le parecen que podriacutean estar maacutes cercanos a ser viables Entre ellos comenzaremos por los que propugnan dos desenlaces posibles del proceso de contraccioacuten de una nube dependiendo entre otras cosas de la cuantiacutea inicial de momento angular Una posibilidad es que el gas y el polvo que se contraen formen dos estrellas que orbiten entre ellas lo que se denomina sistema binario La otra posibilidad es que soacutelo se forme una estrella distribuyeacutendose el momento angular en un sistema planetario auxiliar Si estos modelos son correctos la mitad de las estrellas de nuestra galaxia dado que son binarias seguacuten las observaciones no tendriacutean planetas acompantildeantes mientras que la otra mitad (las estrellas individuales) probablemente siacute tengan sistemas planetarios Esta conclusioacuten (que todas las estrellas individuales tienen planetas) se basa en complicados datos del proceso de transferencia del momento angular en el interior de la nube de gas que auacuten no comprendemos a cabalidad Algunos astrofiacutesicos creen que durante la formacioacuten de la estrella el momento angular puede ser transferido al viento estelar siendo por tanto el de los planetas y su formacioacuten independiente
Sin embargo y dada esas
complicaciones muchos astrofiacutesicos teoacutericos creen que en el nacimiento de una estrella individual como nuestro Sol hay un disco de materia de desecho que gira a su alrededor lo mismo que la clara de un huevo frito rodeando a la yema A ese posible disco se le ha denominado laquonebulosa solarraquo y es de ella desde donde posteriormente se formaron los planetas del sistema solar Pero los problemas matemaacuteticos que plantea la elaboracioacuten de modelos teoacutericos de la nebulosa solar resultan especialmente difiacuteciles porque no hay datos de observacioacuten que orienten a quien construye el modelo Hasta ahora y pese a la gran cantidad de exoplanetas descubiertos nadie ha visto maacutes que un sistema planetario al final de su etapa de formacioacuten el nuestro Pero si hemos de creer en estos modelos de la nebulosa solar los planetas se habriacutean formado cuando la materia del disco comenzoacute a condensarse y a formar grumos Los grumos maacutes grandes acumularon auacuten maacutes fragmentos de materia Seguacuten una teoriacutea el cinturoacuten de asteroides que existe entre Marte y Juacutepiter es una coleccioacuten de grumos que no llegaron a condensarse para formar un auteacutentico planeta Cuando el Sol entroacute en ignicioacuten emitioacute un viento gigantesco que esparcioacute todos los fragmentos que no formaban cuerpos suficientemente grandes tales como lunas y planetas
Pereciese dado los hallazgos de exoplanetas orbitando estrellas que esa descripcioacuten del origen del sistema solar se acercariacutea a la que puede ser la correcta y que los sistemas planetarios seriacutea tan comunes al menos en estrellas semejantes al Sol que es una estrella individual tiacutepica Los datos procedentes de sondas enviadas a los planetas asiacute como las naves que han orbitado a algunos de ellos nos diraacuten mucho maacutes en los proacuteximos antildeos sobre el origen
Una representacioacuten de formacioacuten estelar a partir de una nube de gas y polvo que se contrae por la gravitacioacuten La gigante nube se fragmenta en grumos que a su vez volveran a fragmentarse Uno de estos grumos sigue rotando y contrayeacutendose durante millones de antildeos Final mente se formaraacute un cuacutemulo estelar de algunos cientos de estrellas (un resultado posible) En los momentos que las estrellas comenzaron su ignicioacuten disipan las nubes restantes Estos nacimientos estelares van acompantildeados de chorros de materia que lanzan las nuevas estrellas cuyo origen de ser asiacute lo ignoramos auacuten
de nuestro sistema solar Pero no hay que esperar soluciones raacutepidas Pese a los aterrizajes tripulados en la Luna las rocas lunares traiacutedas a la Tierra y los datos selenoloacutegicos todaviacutea no estamos seguros del origen de la Luna y auacuten menos del origen del sistema solar Hasta ahora solamente tenemos certeza sobre el incremento del nuacutemero de sateacutelites orbitando a los grandes planetas gaseosos asiacute como de caracteriacutesticas de sateacutelites anteriormente conocidos de Juacutepiter y Saturno que han sido clarificadas por las misiones Galileo y Cassini respectivamente El estudio teoacuterico de la nebulosa solar el disco plano de materia que rodeaba al Sol primigenio no es maacutes que un ejemplo especiacutefico de un fenoacutemeno astrofoacutesico general el de los laquodiscos de acrecioacutenraquo Los anillos que rodean Saturno son otro ejemplo de disco de acrecioacuten y quizaacute lo sean tambieacuten la disposicioacuten de las estrellas de una galaxia discoidal Los agujeros negros y las estrellas de neutrones deben estar rodeados tambieacuten de un disco de gas caliente y parece probable que cuando el gas cae en el agujero o en la estrella haya una emisioacuten de sentildeales energeacuteticas En circunstancias especiales la materia tipo gas o polvo tiende sin duda a formar un disco semiestable alrededor de un objeto de masa enorme El estudio matemaacutetico de los discos de acrecioacuten acabaraacute permitieacutendonos comprender de un modo maacutes exacto no soacutelo el origen del sistema solar sino tambieacuten esas desconcertantes que nos llegan desde lo maacutes profundo del espacio
Por lo que hemos logrado conocer de las estrellas a traveacutes de la observacioacuten la impresioacuten que se tiene es de que aproximadamente la mitad de ellas que estaacuten cerca de nosotros tienen una o maacutes compantildeeras andan emparejadas o agrupadas Algunas viven formando triacuteos y hasta cuartetos Las binarias han sido estudiadas bastante extensamente Algunas de ellas en que las estrellas orbitan muy proacuteximas se denominan laquobinarias de contactoraquo pues efectivamente se tocan intercambiando grandes cantidades de masa estelar y ni que hablar de las que son maacutes pequentildeas Recientemente el sateacutelite de rayos X Chandra descubrioacute a dos estrellas enanas blancas orbitando una de la otra cada cinco minuto lo que implica que la distancia que las separa no es maacutes de 80500 km praacutecticamente una quinta parte de la distancia de la Tierra hacia la Luna Lo anterior incrementa la desconcertacioacuten de los astrofiacutesicos ya que por muchos antildeos los ha tenido laquode cabezaraquo el hecho de que miembros de grupos binarios pareciesen tener edades muy distintas Despueacutes de todo si habiacutean nacido al mismo tiempo de la misma nube de gas habriacutean de tener la misma edad Pero si las dos binarias intercambian masa durante su evolucioacuten su edad aparente puede ser muy distinta dado que si a una estrella se le sustrae o antildeade masa puede cambiar su edad aparente La observacioacuten de binarias de contacto y los modelos de computacioacuten confirmaron estos mecanismos de intercambio
Los datos obtenidos por el Chandra en observaciones de rayos X (graacutefico arriba a la izquierda) del sistema binario J08063+1527 (o J0806) muestran que las intensidades de la radiacioacuten variacutean en periacuteodos de 3215 segundos Lo anterior implica que J0806 es un sistema binario de estrellas de enanas blancas que orbitan entre ellas aproximadamente cada 5 minutos lo que deja establecido que se encuantran una de la otra a una distancia muy corta
En los uacuteltimos antildeos se ha observado un creciente aumento de la capacidad para las observaciones astronoacutemica de alta resolucioacuten para los estudios de momentos angulares en todas las longitudes de onda desde rayos X a radio El empotramiento en la Tierra de grandes telescopios y la colocacioacuten en el espacio de sateacutelites todos ellos equipados con tecnologiacuteas de punta tato oacutepticas como interferomeacutetricas nos estaacute permitiendo que exploremos al universo con una capacidad para obtener pormenores para su estudio sin precedentes Con esa implementacioacuten para la observacioacuten de alta resolucioacuten se abren las perspectivas para lograr avances significativos para entender una amplia gama de fenoacutemenos coacutesmicos En detalle las altas resoluciones en las observaciones angulares que se estaacuten alcanzando han comenzado a desempentildear un papel vital en los estudios de los procesos de formacioacuten de las estrellas proporcionando cantidades de elementos de contrastacioacuten con las teoriacuteas circulantes dentro del entorno de los fiacutesicos y astrofiacutesicos como asimismo proporcionar argumentos para formular nuevos modelos Por ahora no sabemos si el modelo sobre la formacioacuten de estrellas que hemos descrito anteriormente tiene aciertos o deberiacutea ser definitivamente arrinconado pronto se sabraacute
Dentro del aacutembito de la astrofiacutesica y tambieacuten de la cosmologiacutea una de las teoriacuteas en boga maacutes concurrida para
citarla con respecto a la formacioacuten de las galaxias en el universo se fundamenta en el modelo conocido como The Laboratory for Cosmological Data Mining (LCDM) En esa teoriacutea se asume que el componente dominante del universo estaacute formado por la materia oscura la cual se cree que consiste ndashprobablemente en su mayor porcentajendash en materia no barioacutenica elementos dominantes seriacutean partiacuteculas elementales no conocidas hasta ahora Por lo que se ha podido observar del universo la materia barioacutenica constituiriacutea solamente un 13 del total de sus
componentes lo que implica que el resto del universo estariacutea compuesto mayoritariamente por un Ω constituido por una constante cosmoloacutegica que no desaparecioacute en el tiempo Una densidad de vaciacuteo que domina con creces las densidades combinadas de energiacutea producida por materia y bariones oscuros Lo anterior ha sido sugerido con rasgos de mucha consistencia en las observaciones de supernovas distantes o extragalaacutecticas Durante las dos uacuteltimas deacutecadas del siglo XX y los antildeos transcurridos de eacutesta del 2000 las simulaciones computarizadas sobre los incrementos gravitacionales observados basados en el modelo LCDM han ayudado significativamente a poder entender el proceso de formacioacuten y las caracteriacutesticas de los halos galaacutecticos tan bien como su distribucioacuten y movimiento en el espacio Tanto es asiacute que comparativamente con otros se trata de un proceso sobre la formacioacuten de la estructura coacutesmica que se puede decir que se entiende y conoce bien Sin embargo las simulaciones cosmoloacutegicas que intentan incluir en ellas la formacioacuten de las estrellas con el objeto de poder realizar comparaciones directas con las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias observadas han resultado bastante difiacuteciles de llevar a cabo a buen teacutermino y por lo tanto sigue siendo una cuestioacuten teoacuterica muy incierta Uno de los referentes problemaacuteticos que asaltan en esos estudios de simulaciones computarizadas es el excedente de radiacioacuten friacutea del gas coacutesmico lo que hace aparecer a las galaxias simuladas muchiacutesimo maacutes luminosas que las observadas desde el propio universo Se piensa que para que ello ocurra debe existir un error importante en los modelos astrofiacutesicos formulados sobre la formacioacuten de las estrellas y sus procesos asociados a sus retrocciones Se ha considerado que ese excesivo enfriamiento que aparece en los computadores guardariacutea relacioacuten con errores teoacutericos sobre la retroaccioacuten como los que pueden producir las explosiones de supernovas o de incorrecciones en las precisiones formuladas sobre los vientos estelares El problema fundamental radica en que todaviacutea no hemos logrado conocer bien la naturaleza fiacutesica de la regeneracioacuten como asimismo en las dificultades matemaacuteticas que se tienen para intentar modelarlos dentro de simulaciones
Velocidad del gas en una galaxia en formacioacuten pequentildea Debido a que el gas se enfriacutea un disco centriacutefugo apoyado se convierte en el centro del halo galaacutectico cuyos bordes los podemos apreciar en las figuras insertadas arriba En el creciente disco gaseoso la formacioacuten de las estrellas produce un viento galaacutectico de gran alcance que se puede escapar de la galaxia
Sin embargo en un estudio realizado en el antildeo 2002 en el departamento de astrofiacutesica del Instituto Max Planck los astrofiacutesicos Springel y Hernquist propusieron un nuevo modelo de simulaciones computarizadas para estudiar la formacioacuten de estrellas En este modelo se intenta explicar la regulacioacuten de la formacioacuten de estrellas por supernovas en los medios interestelares densos (MID) Los cientiacuteficos usando un meacutetodo de anaacutelisis para la fiacutesica de MID del tipo sub-resolucioacuten lograron soslayar con su modelo varios de los problemas matemaacuteticos que usualmente aparecen en este tipo de estudios Tambieacuten ellos por primera vez lograron insertar en las simulaciones una novedosa descripcioacuten para los procesos de retroaccioacuten que efectuacutean los vientos galaacutecticos En los cuadros que hemos fijado en la figura de arriba se muestra los campos de velocidad del gas durante la formacioacuten del disco galaacutectico cuando el viento es incluido en las simulaciones En ese trabajo se demuestra que en las pequentildeas galaxias el viento se puede realmente escapar de ellas transportando el gas y los elementos pesados que fueron sintetizados por estrellas ubicadas fuera de la galaxia Por ello en esos casos la cantidad de gas que queda disponible en la galaxia para la formacioacuten de estrellas llega a ser muy pequentildea No obstante y a pesar de este significativo efecto sobre la luminosidad del disco de formacioacuten sus caracteriacutesticas morfoloacutegicas siguen siendo constantes en las galaxias espirales observadas como lo podemos apreciar en las figuras que insertamos a continuacioacuten
Proyecciones de la densidad de la luminosidad estelar de las galaxias espirales formuladas en simulaciones en las cuales se incluye el viento galaacutectico A la izquierda se muestra a una pequentildea galaxia de una masa total de 1010 mientras que a la izquierda se presenta a una galaxia de una msa 100 veces mayor En ambos casos la morfologiacutea del disco estelar de formacioacuten es absolutamente semejante al de las galaxias espirales observadas
En las galaxias pequentildeas los vientos galaacutecticos adquieren una influencia significativa en la escasa formacioacuten de estrellas ya que de ellas se pueden escapar de la gravedad de sus progenitores los halos de materia oscura Sin embargo los vientos cuando se trata de grandes galaxias son confinados de manera tal que en esos sistemas no juegan un rol significativo para impedir formaciones estelares numerosas En consecuencia se puede pensar que la retroaccioacuten por vientos soacutelo reduce la actividad de la formacioacuten de estrellas en galaxias pequentildeas lo que lleva a coincidir entre las observaciones y las predicciones del modelo LCDM Lo anterior es lo que incentiva a que en la actualidad los vientos galaacutecticos reciban bastante atencioacuten en los estudios teoacutericos Pero ademaacutes los vientos producen otro efecto interesante que es el de transportar los metales a traveacutes del medio intergalaacutectico lo que potencialmente explica porqueacute los elementos pesados se observan en los gases de baja densidad que residen en los espacios intergalaacutecticos como se ha detectado en estudios de liacuteneas espectrales de quaacutesares
La figura de arriba ilustra las diversas simulaciones cosmoloacutegicas que se utilizaron para estudiar la formacioacuten de galaxias en el universo Cada una de las series fueron desarrolladas con distintas dimensiones usando en ello una gama de diversas resoluciones matemaacuteticas En aquellas que aparecen maacutes grandes se insertaron en ellas maacutes de 68 millones de partiacuteculas Combinando los resultados de las distintas series se desarrolloacute un by pass que permite efectuar simulaciones con una gama de posibilidades que permiten estudiar a traveacutes de computacioacuten cualquier tipo de formacioacuten de estrellas en cualquiera de las configuraciones galaacutecticas
En la formulacioacuten del modelo LCDM la formacioacuten de las galaxias son las fundaciones astrofiacutesica que lo sostienen En el espacio primero se van formando pequentildeos objetos que gradualmente por efectos gravitatorios se van fusionando unos con otros para luego convertirse en masivas galaxias Las predicciones matemaacuteticas que se puede obtener para poder establecer una tasa aceptable de formacioacuten de estrellas en el universo son particularmente desafiantes en este modelo ya que establecer el nuacutemero de ellas que se forman en las galaxias requiere que las simulaciones lo resuelvan dentro de un proceso de creacioacuten simultaacutenea en todas aquellas escalas que aparecen como relevantes Es decir se formariacutean en un laquopariacute pasoraquo galaxias y estrellas Esto implica una demanda dinaacutemica substancial para todas las simulaciones Ademaacutes como ya lo hemos mencionado el efecto de retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos es significativamente importante en las galaxias pequentildeas lo que implica incrementar las dificultades en la obtencioacuten de cifras aterrizadas fijadas en los objetivos de dichas simulaciones consideraacutendose el hecho que esas galaxias se encuentran en los liacutemites de las resoluciones En consecuencia y dada esa dificultad no queda maacutes que computar considerando al efecto de retroaccioacuten de los vientos como un elemento constringente en la formacioacuten de estrellas dentro de pequentildeas galaxias De hecho en las simulaciones de este modelo la resolucioacuten total requerida no llegue a un volumen lo suficientemente satisfactorio que sea representativo para el universo observado y maacutes No se espera que en los proacuteximos antildeos los avances en informaacutetica puedan mejorar mucho esta situacioacuten Sin embargo como no estaacute inserto dentro del espiacuteritu de un cientiacutefico quedarse ahiacute Springel y Hernquist han podido soslayar en gran medida este problema En las figuras que fijaremos a continuacioacuten de este paacuterrafo se ilustra esquemaacuteticamente las simulaciones que desarrollaron esos cientiacuteficos en un Linux-Cluster del Center for Parallel Astrophysical Computing at Harvard-CfA Usando una de las secuencias con medidas asociadas a traveacutes de un especial anaacutelisis teacutecnico pudieron extender la gama dinaacutemica del modelo matemaacutetico para la formacioacuten de las galaxias llegando a alcanzar un rango dinaacutemico cercano a las 18 decenas en masas Tambieacuten para cada tamantildeo de series realizaron extensos estudios de las resoluciones lo que permitioacute obtener pruebas confiables de convergencias matemaacuteticas para cada una de las series
Ilustracioacuten computarizada de galaxias consideraacutendose un alto corrimiento al rojo A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas rodeando a una de las primeras estrellas que se forman en una de las galaxias En la simulacioacuten se considera al universo con una edad de un milloacuten de antildeos Los densos puntos blancos sentildealan a las galaxias que estariacutean en un proceso de formacioacuten de estrellas el las cuales el viento se conduce a traveacutes del medio intergalaacutectico Esos vientos son los que forman las burbujas de gas caliente que se aprecia a la derecha como se refleja en el graacutefico de temperatura que comporta la ilustracioacuten
En un fuerte corrimiento al rojo la primera estrella que se forma en las galaxias comienzan a emitir violentas emanaciones hacia el medio intergalaacutectico seguacuten lo que se puede apreciar en la ilustracioacuten de arriba Ahora cuando los vientos galaacutecticos son detenidos por colisiones ello conduce a que se formen burbujas en los MIG los cuales se llenan de un enriquecido gas metaacutelico caliente En consecuencia los vientos galaacutecticos pueden jugar un importante rol para entender el enriquecimiento en metales que se ha observado en gases galaacutecticos de baja densidad Centraacutendonos en las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias posiblemente esos vientos quizaacutes sean los causantes de las bajas tasas de formacioacuten de estrellas en las pequentildeas galaxias Sin la existencia de los vientos las galaxias no llegariacutean a un excesivo enfriamiento y seriacutean substancialmente maacutes brillantes como lo podemos observar en las figuras que a continuacioacuten insertamos
Galaxias en proceso de formacioacuten A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas en los momentos en que la densidad coacutesmica de formacioacuten de estrella se halla cerca de su maacuteximo A la derecha se muestra un close-up de una de las maacutes masivas galaxias que se ha formado hasta ahora en la cual los colores anaranjados muestran a las estrellas mientras que el azul representa al gas
En los graacuteficos que siguen a continuacioacuten se muestran las predicciones obtenidas a traveacutes del modelo compuesto de simulaciones que hemos estado describiendo para la formacioacuten de estrellas en funcioacuten del corrimiento al rojo y de tiempo acumulativo La densidad de la formacioacuten de estrellas se predice en su maacuteximo para un universo joven con un corrimiento al rojo del orden de Ζ = 55 Para la mitad de las estrellas se pronostica que se encontraban en puntos galaacutecticos del espacio hace ya maacutes de 10 mil millones de antildeos La fraccioacuten total de bariones producidos en las muertes de estrellas se considera cerca de un 10 lo que coincide con los datos de las observaciones Sin la inclusioacuten del viento galaacutectico el nuacutemero de bariones habriacutea sido substancialmente maacutes alto lo que seriacutea inconsistente con las observaciones
Historia de la formacioacuten coacutesmica de las estrellas en funcioacuten del tiempo El graacutefico de la izquierda muestra la evolucioacuten de la tasa de densidad en la formacioacuten de estrella en funcioacuten del corrimiento al rojo Los grafos azules corresponden a mediciones de las simulaciones mientras que las liacuteneas son ajuste analiacuteticos de los
resultados El maacuteximo de actividad para la formacioacuten de estrellas estariacutea dada por un corrimiento al rojo de Ζ = sim 55 para un tiempo de mil millones de antildeos de vida del universo En el graacutefico de la derecha se muestra a una fraccioacuten de estrellas de la eacutepoca actual que son maacutes vieja que la edad estimada en el estudio Se puede apreciar que sobre la mitad de las estrellas hoy diacutea tienen una edad que supera los 10 mil millones de antildeos
Quizaacutes el estudio que acabamos de describir sea uno de los maacutes confiables para predecir en el presente la formacioacuten de estrellas en un alto corrimiento al rojo Ello fue posible de concretar combinando la capacidad de procesamiento de supercomputadores modernos con un sofisticado modelo de la fiacutesica para gases radiactivos casi friacuteos formacioacuten de estrellas enriquecimiento de metales y de la retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos y de supernovas Estas simulaciones naturalmente son un paso maacutes para llegar a un conocimiento acabado sobre la evolucioacuten coacutesmica de la formacioacuten de las estrellas Estaacute claro que contiene mucha maacutes informacioacuten sobre el proceso de formacioacuten de las galaxias sobre las caracteriacutesticas del gas galaacutectico y el espacio entre ellas Pero dando pasos se construye la ciencia y si se compara la informacioacuten que se ha obtenido en estas simulaciones con datos detallados de observaciones es posible hacer progresos adicionales para entender mejor la formacioacuten cosmoloacutegica de las galaxias
Aquiacute todaviacutea nos queda pendiente profundizar auacuten maacutes sobre lo que se ha conseguido hasta hoy sobre la formacioacuten de las estrellas Los modelos astrofiacutesicos que hemos descrito son bastante consistentes con las observaciones y la intuicioacuten de quienes se han laquoentretenidoraquo en formularlos De todas maneras esto no queda como lo uacutenico que hasta ahora se puede exponer sobre el tema ya que en la siguiente seccioacuten vamos a incrementar los conceptos sesudos al respecto
Como maacutes de una vez ya expresamos las estrellas se forman y nacen de nubes de materia de gas y polvo que se
aglutina en los medios interestelares (MI) que se hallan por todo el universo En la actualidad se han logrado catalogar a unas 6000 de esas nubes de las cuales algunas alcanzan dimensiones diametrales que bordean los 300000 al (antildeos luz) y masas que fluctuacutean en torno entre 200000300000 veces la del Sol Estaacuten compuestas principalmente de hidroacutegeno amoniaco agua acetileno formalina silicatos carbono etc Ahora estas nubes no soacutelo almacenan los componentes para formar una estrella (o cientos de miles) sino que ademaacutes contienen los elementos necesarios para que en esos lugares coacutesmicos se puedan desarrollar masas planetarias Se trata de
estructuras bastante estables ya que sus sistemas gravitatorios se muestran en general estabilizados salvo cuando son inferidos por alguna interferencia perturbadora como puede ser el caso de la explosioacuten de una cercana supernova En efecto al explosionar una supernova en las cercaniacuteas de una nube interestelar eacutesta en vez de absorber las ondas de choque emitidas por el catastroacutefico evento estelar comienza a contraerse y colapsarse hacia el centro del sistema Al darse esa situacioacuten la energiacutea que se ha liberado en la explosioacuten comienza a calentar ese centro compactando auacuten maacutes la materia que se ha estado colapsando en el nuacutecleo la temperatura se incrementa sustancialmente lo que conlleva a que la radiacioacuten vaya siendo progresivamente cautivada En ese fenoacutemeno se ha producido el nacimiento de una protoestrella
Una vez conformada la protoestrella el siguiente paso que se da dentro del fenoacutemeno es la formacioacuten de una estrella Aunque nunca hemos visto en propiedad el nacimiento de una estrella ya que soacutelo podemos empezar a observarla cuando se enciende siacute nos atrevemos a describir que a partir de la nube originaria se crea un anillo que rodearaacute a la futura estrella y que la bombardearaacute por atraccioacuten enriquecieacutendola de materia hasta un liacutemite en que no podraacute seguir absorbiendo ese material Una vez alcanzada esa satisfaccioacuten estelar una gran parte de materia se escaparaacute a traveacutes de la perpendicular de entrada al disco y formaraacute lo que se denominan como jets bipolares o Herbig-Haro [HH] (materia que como sucede en los acontecimientos astrofiacutesicos es gatillada en pares en direcciones opuestas una por cada polo de ahiacute su nombre) que saldraacuten despedidos a velocidades superiores a los 1000 kms Luego la estrella que se acaba de formar seguiraacute un proceso bastante inestable hasta que alcance su madurez ya que en su nintildeez no dispone de de sistemas compensatorios y tampoco
ha iniciado sus reacciones nucleares
En la medida en que la estrella va asimilando materia atraiacuteda por la gravedad tambieacuten va incrementando su temperatura hasta llegar a tener entre 9 a 10 millones de grados en cuyo preciso momento comenzaraacute las reacciones nucleares la estrella se seguiraacute contrayendo hasta que la presioacuten y temperatura interna sean lo suficientemente grande como para poder compensar el sistema y lograr asiacute el estado de madurez (secuencia principal) mientras las radiaciones y el viento de protones y electrones expulsan a los elementos maacutes livianos del disco Y de darse ese fenoacutemeno esos elementos expulsados formaraacuten un disco circunestelar que podriacutea derivar en un sistema planetario como ocurrioacute en el caso del Sol
El Telescopio Espacial Hubble nos proporciona una detallada visioacuten de los procesos apopleacuteticos eructivos y dinaacutemicos que acompantildean las etapas finales de la formacioacuten de una estrellaEn las tres imaacutegenes de arriba se puede observar el derrumbe del disco circunestelar de polvo y gas que se forma durante el proceso de construccioacuten de una estrella y que a su vez proporciona los ingredientes para la formacioacuten de un sistema planetario En las imaacutegenes tambieacuten se puede apreciar a jets o chorros de gas caliente de varios sistemas embrionarios saliendo de las estrellas que se encuentran en las etapas finales de su formacioacuten
Una vez que la estrella arriba a su madurez se mantendraacute bastante estable por un periacuteodo de tiempo dependiendo del tamantildeo de su masa Pero como la masa es la propiedad maacutes importante de una estrella ello lo vamos a tratar maacutes adelante con cierta detencioacuten Por ahora seguiremos centrando nuestra atencioacuten en la formacioacuten de las estrellas Si bien no tenemos la posibilidad de poder ver como se embriona una estrella no obstante siacute sabemos que se forman de la materia del medio interestelar En consecuencia las zonas del espacio donde probablemente se formen una mayor cantidad de estrellas son aquellas en la que existe una mayor densidad dado que alliacute los aacutetomos y granos de polvo se encuentran maacutes concentrados permitiendo con ello que se ejerza una mayor fuerza de atraccioacuten gravitacional Pero tambieacuten es importante que en esos lugares exista una baja presioacuten del medio que facilite la presencia de bajas temperaturas
Los requisitos que hemos expuesto en el paacuterrafo anterior sobre las condiciones que deben reunir los espacios coacutesmicos para que se puedan formar estrellas se hallan fundamentalmente en las llamadas nebulosas oscuras En esas nubes del espacio se suelen dar condiciones con una densidad promedio en un rango
que va de 100 a 10000 partiacuteculas por cmsup3 (el promedio es de 01
a 20 partiacuteculas por cmsup3 y de temperaturas que no superan los 15deg K Una nebulosa oscura es una gran nube que se observa en el cielo como una pobre regioacuten de estrellas donde el polvo y los gases interestelares se hallan significativamente concentrados Pueden ser vistas si una parte de sus emisiones o reflexiones se oscurecen o como sucede con la nebulosa del Saco de Carboacuten
Nebulosa Oscura Saco de CarboacutenUna de las nebulosas maacutes conocidas por los habitantes del hemisferio sur Se sabe de ella desde que fue observada en 1499 por Vicente Yaacutenez Pinzoacuten cuando integraba la expedicioacuten de Hernando de MagallanesEl Saco del Carboacuten es una de las maacutes prominentes nebulosa oscura visible en los surentildeos cielos Es bien visible a simple vista y se parece a un oscuro y gran bancal de la Viacutea Laacutectea Se ubica con facilidad en la parte meridional de la conocida Cruz del Sur y oscurece y cubre unos 26 grados cuadrados del cielo con partes ubicadas en la constelacioacuten de La Mosca y otras en Centauro
(figura de la derecha) en que la luz de algunas de sus estrellas laquomaacutes viejasraquo ubicadas en las profundidades de la nube no es bloqueada por la materia interestelar Las nebulosas oscuras tienen formas bastante irregulares No tienen un liacutemite externo claramente definido y a veces adquieren formas como serpentinas enrolladas Cuando son grandes pueden ser observadas a simple vista asemejaacutendose a plantillas oscuras contrapuestas al fondo maacutes brillante de la Viacutea Laacutectea El hidroacutegeno que se halla almacenado en estas opacas y oscuras nubes se encuentra en estado molecular A las grandes nebulosas de este tipo se les conocen bajo el nombre de gigantes nubes moleculares (GNM o GMC) y su tamantildeo es un milloacuten de veces el del Sol En su interior contienen una gran cantidad de masa del medio interestelar
con una dimensioacuten de unos 150 al una densidad media que va de las 100 a las 300 moleacuteculas por cmsup3 y una temperatura interna que fluctuacutea entre los 7 y 15 grados K Las GNM estaacuten compuestas principalmente de gas y polvo pero ademaacutes contienen una cantidad importante de estrellas El nuacutecleo de esas nubes es invisible al ojo humano y es perceptible solamente a traveacutes de las emisiones de microondas emanadas de sus moleacuteculas constitutivas Esta radiacioacuten no es absorbida por el polvo y no escapa con facilidad de la nube El material que se encuentra almacenado en las GNM se agrupa en distintos tamantildeos con nubes que se ubican por debajo de las masas de las estrellas y los maacutes pequentildeos pueden medir hasta un antildeo luz (al)Esa nubes tambieacuten cuentan con su propio campo magneacutetico interno el cual les sirve de escudo de ayuda contra su propia gravedad Las GNM juegan un importante rol en la dinaacutemica de las galaxias En efecto cuando una estrella pasa cerca de una GNM la gravedad de eacutesta afectaraacute considerablemente a la oacuterbita de la estrella Al cabo de varios encuentros cercanos una estrella de mediana edad seraacute afectada significativamente en su direccioacuten y velocidad orbital alongando su oacuterbita desde la condicioacuten circular primaria heredada de la GNM como tienen las estrellas recieacuten nacidas Este fenoacutemeno es una herramienta de gran utilidad para los astroacutenomos para estimar las edades de las estrellas y estudiar la densidad del disco galaacutectico
Ahora profundizando un poco sobre las nubes moleculares eacutestas ndash por densidad y tamantildeondash permiten la formacioacuten
de hidroacutegeno molecular H2 Sin embargo se trata de una moleacutecula bastante difiacutecil de detectar lo que implica rastrearla a traveacutes de moleacuteculas de monoacutexido de carbono (CO) La relacioacuten entre la luminosidad del CO y la masa del H2 es aproximadamente constante pese a que existen razones para dudar que sea asiacute dado lo que se observa en algunas galaxias
En la Viacutea Laacutectea las nubes moleculares asumen un tamantildeo que corresponde aproximadamente a la mitad del espacio orbital del Sol lo que las transforma en un componente significativo del disco galaacutectico Seguacuten los catastros que se tienen confeccionados sobre nubes moleculares en la galaxia registran que la mayoriacutea de ellas se encuentran agrupadas en objetos maacutes masivos que abarcan varios millones de masas solares Por lo general se hallan ubicadas en planos con dimensiones aproximadas de entre 50 y 75 pc (no dejan de ser grandecitas) pero son mucho maacutes finas que los otros componentes gaseosos que cohabita por esos lugares como el hidroacutegeno atoacutemico e ionizado Se piensa que las nubes moleculares deberiacutean existir extensivamente
sobre todo dentro de los brazos espirales de la galaxia pero ello es incierto dado el hecho de las dificultades que se tienen para estimar distancia y en otras galaxias que han sido observadas en alta resolucioacuten se ha logrado ver a los respectivos brazos espirales claramente delineados pero no sensibles a un fondo uniforme de emisiones de CO Para muchos de los astrofiacutesicos la formacioacuten de nuevas estrellas en el universo ocurre hoy solamente dentro de las nubes moleculares Lo piensan asiacute dado que ello seriacutea una consecuencia natural de sus altas densidades bajas temperaturas y de la evidencia observada en grandes nubes formadoras que han sido confinadas en gran medida por la propia gravedad de lo embrionado como ser estrellas planetas y galaxias mas que por la accioacuten externa como sucede con las nubes del cielo Esta evidencia nace del hecho de las laquoturbulentasraquo velocidades deducidas de las liacuteneas de latitud del CO que se mueven a una velocidad semejante a la orbital ( una relacioacuten virial )
Nebulosa Molecular CarinaDentro de algunos millones de antildeos la radiacioacuten de las brillantes estrellas que se hallan alojadas en esta nebulosa habraacute dado cuenta de la totalidad del gas y moleacuteculas que auacuten conserva La nube molecular se ha desagregado de la Nebulosa Eta Carina u Ojo de la Cerradura Las nuevas estrellas que se han formado se hallan visibles y sus enrojecidas imaacutegenes es el producto de la azul luz dispersada preferentemente por el penetrante polvo La imagen de arriba tiene una extensioacuten aproximada de dos antildeos luz y fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble en 1999
En resumen las nubes moleculares seriacutean el medio para la formacioacuten del laquocigotoraquo de estrellas Como lo mencionamos estaacuten formadas de gas y polvo El gas es predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Pero a diferencia de los animales ese laquocigoto estelarraquo se formariacutea por el colapso y fragmentacioacuten de las regiones maacutes densas de la nube En esos lugares las partiacuteculas se atraeriacutean por la gravedad y colapsariacutean hacia el centro de las regiones maacutes densas Ahora como contraparte al colapso se halla la presioacuten del gas El problema radica en saber con certeza cuaacutel es el mecanismo que produce el triunfo de la gravedad sobre la presioacuten que ejerce el gas para que la nube de comienzo a la formacioacuten de una estrella Debemos reconocer que hasta ahora la fiacutesica de las nubes moleculares no la entendemos muy bien y es tema de discusioacuten en congresos y simposios de fiacutesicos Sus movimientos internos son gobernados por las turbulencias de un magnetizado y friacuteo gas cuyos turbulentos movimientos son altamente supersoacutenicos pero siacute comparables a las velocidades de los disturbios magneacuteticos Dado lo anterior se piensa que en esos estados los gases deberiacutean perder raacutepidamente energiacutea procediendo a derrumbarse o reinyectarse energeacuteticamente Tambieacuten se puede dar el caso de que las nubes sean perturbadas por alguacuten proceso como ser el de una masiva estrella ya que sabemos que mucha de estas nubes alojan a eacutestas en una fraccioacuten importante de su masa desde antes de su fraccionamiento y colapso para formar cantidades de ellas Sabemos que una de las particularidades de la gravedad es su coalescencia con respecto a la materia Dado lo anterior es natural que se piense que para que se deacute comienzo a un proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas de una nube colapse y se fragmente por efectos gravitatorios Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por consiguiente deberiacutea darse en un momento un mecanismo para que la gravedad sea preeminente sobre los demaacutes componentes y de esa manera la nube puede formar una estrella Por ahora adoptaremos simplificaciones para enumerar los posibles mecaacutenicos que pueden originar la preeminencia de la gravedad aunque en la realidad las nubes moleculares son no son homogeacuteneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes No obstante dentro de los mecanismos que podriacutean dar origen en el interior de una nube interestelar a una estrella como consecuencia de la gravedad se encuentran entre otros los siguientes
1 Una supernova La espectacular explosioacuten de una masiva estrella cuyas fuertes ondas de choque pueden ocasionar el desequilibrio necesario para embrionar a una estrella
2 Las ondas de choque provocadas por la colisioacuten de nubes moleculares 3 Las ondas de densidad que se producen en los brazos espirales de las galaxias Por delante de estas
ondas viajan otras de choque que alteran el medio interno de las nebulosas oscuras 4 Las interacciones galaacutecticas Las interacciones de los medios interestelares que se dan en los espacios
galaacutecticos tambieacuten dan origen a ondas de choque 5 Las ondas teacutermicas de estrellas recieacuten nacidas Una vez que las estrellas logran encender su combustible
empiezan a brillar liberando ondas teacutermicas de choque que dan origen a una especie de efecto laquodominoacuteraquo en la formacioacuten de nuevas estrellas Este pude ser uno de los mecanismos que da origen a los nacimientos estelares masivos en cuacutemulos
ltBLlt fontgtEn la siguiente seccioacuten de esta parte del capiacutetulo III nos vamos a centrar en analizar cada uno de los posibles mecanismos que hemos enumerado para que se formen estrellas como consecuencia de efectos gravitatorios
La mayoriacutea del gas que se concentra en el disco galaacutectico se halla unionizado o en estado neutro y se le denomina
H I Ahora bajo condiciones apropiadas por ejemplo cerca de una caliente estrella o circundante a los efectos de la explosioacuten de una supernova ese gas se puede ionizar y como ya lo hemos estado estudiando cuando ello ocurre a esos lugares se le denominan regiones H II En ambos estados a ese gas se le nombra generalmente como el ISM del medio interestelar
Como podemos deducir de las secciones anteriores las Regiones HII son calentadas (ελ sim 104 K) y bajan hacia el
friacuteo fondo del H I (ελ sim 102 K) asentaacutendose en eacutel Esa ubicacioacuten que asumen las regiones HII ha sido claramente detentada en imaacutegenes de galaxias externas Lo anterior ha sido certificado por evidencias obtenidas a traveacutes de fotografiacuteas directas ( o imaacutegenes CCD) de galaxias que se hallan cercanas a la Viacutea Laacutectea Ello ha sido posible debido al dominio de las liacuteneas espectrales de emisioacuten de varios elementos como el hidroacutegeno en particular del
helio oxiacutegeno carbono calcio silicio hierro etc Imaacutegenes tomadas a un rango de luz de Hα 6583 Aring (o sea a la
liacutenea α de la serie de Balmer) han demostrado con mucha claridad a regiones H II ello debido a que mucha de la luz visible emitida en esas regiones galaacutecticas es generada dentro del rango de esa liacutenea Por consiguiente las regiones H II aparecen en imaacutegenes de color tiacutepicamente rosaacuteceas En las galaxias que maacutes se han hallado regiones H II son en las espirales en especial en los brazos de eacutestas donde las joacutevenes estrellas son ricas en proporcionar fotones ultravioletas que son necesarios para ionizar el gas Las maacutes prominentes estrellas que habitan esas regiones galaacutecticas son las recieacuten nacidas por consiguiente calientes Alguna de esas regiones contiene un nuacutemero maacutes que significativo de esas estrellas cuya produccioacuten de energiacutea pude ionizar una fraccioacuten importante del gas de una galaxia Por otro lado las estrellas que se van formando en las galaxias en lugares fuera de los espirales en su andar por el inicio de la vida estelar se van asociando a los brazos espirales del correspondiente disco galaacutectico lo que implica que debido a sus claras liacuteneas de emisioacuten se transforman en un excelente medio para estudiar la rotatoria y cinemaacutetica de las galaxias Por otra parte las galaxias eliacutepticas y S0 rara vez muestran de forma prominente regionesH II Ello se debe a que se trata fundamentalmente de galaxias viejas y es poco el gas que les queda almacenado como para tener una fertilidad estelar significativa No obstante muestran deacutebiles nebulosas planetarias pero maacutes que todo son rasgos de muestra de la distancia a la que se encuentran
LIacuteNEAS DE IONIZACIOacuteN Y DE EMISIOacuteN
Como ya lo estudiamos anteriormente las regiones H II tienen un cierto tamantildeo alrededor de una fuente de ionizacioacuten que corresponde a un equilibrio formado por el flujo de fotones ionizantes por una parte con la tasa por el cual el plasma se puede enfriar y los electrones ionizados puedan recombinarse con los protones por otra Ahora si la tasa de ionizacioacuten es mayor que la de recombinacioacuten el plasma se ionizaraacute casi en su totalidad En esos casos estudios que se han realizado han sentildealado que menos del uno por ciento del hidroacutegeno aglomerado en esas tiacutepicas regiones no es afectado por la ionizacioacuten A continuacioacuten insertamos fotografiacuteas de tres galaxias espirales en las cuales se muestra el comportamiento que hemos descrito sobre las regiones H II
Figura 03040301- Las fotografiacuteas de arriba muestra a tres galaxias espirales captadas en el ancho de banda del filtro rojo (paneles superiores) y a la luz de Hα (paneles inferiores) Las regionesH II se correlacionan notablemente con los espirales y anillo de la estructura de las galaxias El filtro rojo es muchiacutesimo maacutes sensitivo a la distribucioacuten general de viejas estrellas mientras que por su parte el filtro Hα destaca los sitios de estrellas joacutevenes donde forman regiones
Es importante tener presente en estos estudios que lo fotones ultravioletas por debajo de una longitud de onda de λ = 912 Aring tienen la suficiente energiacutea como para ionizar el hidroacutegeno quitando al electroacuten Eventualmente el electroacuten se recobra pero dado que el gas interestelar tiene una muy baja densidad el proceso de recuperacioacuten puede durar horas Las estrellas maacutes caliente son las fuentes emisoras de fotones UV por excelencia necesario para ionizar el gas Estrellas como las de los tipos O o B y tambieacuten las enanas blancas son las principales a considerar Las temperaturas que se pueden dar en las estrellas O o B va desde 11000 a los 50000 ordm C mientras que las enanas blancas pueden alcanzar cifras bastante mayores en la temperatura de su superficie El mecanismo que conduce a las liacuteneas de emisioacuten es la recombinacioacuten como lo podemos apreciar en el graacutefico que
vamos a insertar maacutes abajo Las importantes a considerar entre otras son Hα a 6563 Aring [NII] a 6583 Aring [OII] a
3726 y [OIII] a 4959 y 5007 Aring
Figura 03040302- Los grafos muestran el espectro de una tiacutepica nebulosa planetaria NGC 1501 y muestran muchas estrechas liacuteneas de emisioacuten de H C O y HeFuente Stanghellini Kaler y Shaw AampA 291 604
En el graacutefico de la figura 03040302 se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes ldquo[ ]rdquo que estaacuten indicando que se trata de liacuteneas conocidas normalmente como ldquoprohibidasrdquo ya que pueden ser observadas solamente bajo condiciones de una muy deacutebil densidad En laboratorio los plasmas que se usan en las investigaciones son generalmente de tan alta densidad que ese tipo de liacuteneas son inobservables ya que se generan de energiacuteas producidas a nivel de la superficie de la Tierra y por ello comportan una alta estabilidad y un largo curso de vida Para los astrofiacutesicos que orientan sus trabajos de investigacioacuten para dilucidar las formas en que nacen las estrellas las liacuteneas de emisioacuten constituyen un excelente medio para obtener diagnoacutesticos sobre las condiciones fiacutesicas del gas aglomerado en las nebulosas planetarias En efecto en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las liacuteneas son
termosensibles mientras que los [ O II ] y [ S II ] entre 6716 y 6731 Aring son maacutes sensibles a la densidad del electroacuten Lo anterior es debido a que las uacuteltimas de las liacuteneas son emitidas a diversos niveles pero con casi la misma energiacutea de excitacioacuten Lo importante es que el cociente que se obtenga sea un diagnoacutestico del proceso de las excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se estaacute estudiando Ahora en cuanto los plasmas que se pueden hallar a estaacutendares terrestres resultan bastante delgados con densidades de partiacuteculas que van desde los 10 a los 106 cm-3
Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en las nebulosas planetarias las observaciones que se efectuacutean en longitudes de ondas de radio ya que en esas frecuencias estas regiones del espacio emiten tiacutepicas radiaciones bremsstrahlung lo que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes del gas de las correspondientes nubes
Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
M= c1 e1 = E E= c1 e1 c2 F U c3= M De esta forma se explica la constante del universo en cuanto a la expansioacuten y aparicioacuten de nuevas materias
Pero debemos reconocer que aun con todos los avances tecnoloacutegicos y con nuestra sabiduriacutea limitada no podemos asegurar que fue primero si la energiacutea o la materia y como aparecieron las fuerzas que rigen nuestro universo por lo que en una forma simple aceptamos y esto por fe que en el principio creo Dios los cielos y la tierra y todo lo que en el universo hay
Generalmente los grandes descubrimientos han sido hechos gracias a que algunos individuos en forma simple llegan a grandes conclusiones
Hay un dicho que dice que entre mas grande sea la mentira mas gente la cree desgraciadamente esto en la realidad muchas veces es asiacute las ensentildeanzas estaacuten en manos de grupos pequentildeos y estos deciden que es lo que se debe ensentildear y como debe hacerse y no solo eso sino que tambieacuten cuando debe de ser esto esto la verdad es una ventaja pero gracias a que como en lo bioloacutegico siempre hay alguna defensa de la misma forma en los conocimientos siempre encontraremos alguien que disiente y gracias a estos que disienten se caen las grandes mentiras aceptadas por las mayoriacuteas
Por ejemplo en el pasado se aceptaba que la tierra era plana gracias a los que disentiacutean ahora sabemos que esto no es asiacute O bien en el pasado mas reciente se deciacutea que las maquinas no podiacutean volar y esto era avalado y apoyado matemaacuteticamente gracias a los pioneros de la aviacioacuten ahora sabemos que estaban equivocados y no solo eso sino que muchos de nosotros hemos volado alguna vez en alguna maquina
En la actualidad lo aceptado en el tema de la energiacutea es que esta ni se crea ni se destruye solo se transforma y no solo es aceptado sino que en forma institucional es ensentildeado y esto avalado
matemaacuteticamente pero gracias a algunos cuantos esto esta por caer y los ciegos guiacuteas de ciegos estaacuten por ser avergonzadosCon este artiacuteculo mostraremos en una forma sencilla como estas ensentildeanzas erroacuteneas no tienen fundamento ya que esto es evidente en las cosas visibles y con los pocos conocimientos que la historia nos ha proporcionado hasta el diacutea de hoy La fiacutesica moderna esta enfrascada en poder consolidar en una sola ecuacioacuten las verdades del universo pero esto no es posible ya que los fundamentos son erroacuteneos y por lo tanto no es posible consolidar todo en una sola ecuacioacuten
El presidente Barack Obama daraacute una sorpresa al mundo antes de que termine su mandato y esta conmocionara al mundo cientiacutefico y lo marcara positivamente en los anales de la historia
Articulo
Los resuacutemenes de este articulo estan escrito en una forma simple para que cualquier persona con o sin conocimientos en materia de fiacutesica pueda comprenderlo en forma sencilla sin formulas matemaacuteticas poniendo como ejemplo cosas conocidas de todos universalmente
Estrellas
Formacioacuten de las estrellas
La mayoriacutea de los astrofiacutesicos creen que en la gran explosioacuten que fue el origen del universo soacutelo se formaron
elementos ligeros como hidroacutegeno y helio con un poco de deuterio y de litio pero no elementos quiacutemicos pesados Los astrofiacutesicos llaman a estos primeros elementos laquoelementos primordialesraquo para diferenciarlos de los elementos que se sintetizaron posteriormente en los hornos nucleares del interior de las estrellas o en explosiones de supernovas En un principio el universo era soacutelo gas de helio e hidroacutegeno primordiales Las estrellas vinieron
despueacutes cuando se condensoacute el gas para formarlas Las primeras estrellas no pueden haber tenido elementos pesados simplemente porque no los habiacutea A esas estrellas laquopurasraquo (que son hipoteacuteticas porque nadie ha visto nunca ninguna) se les llama estrellas de poblacioacuten III Pero esas estrellas primordiales realizaron una importante tarea preparando los primeros elementos maacutes pesados como carbono y nitroacutegeno a partir de los ligeros como el hidroacutegeno y el helio mediante transmutacioacuten y combustioacuten nuclear Cuando las estrellas de poblacioacuten III murieron en explosiones espectaculares se esparcioacute en el espacio interestelar toda su produccioacuten de elementos pesados Estos raros elementos pesados acabaron con el tiempo en las estrellas maacutes viejas observadas hasta hoy las de poblacioacuten II Estas a su vez fabricaron maacutes elementos pesados que vertieron posteriormente en el espacio y que acabaron en las estrellas maacutes joacutevenes de poblacioacuten I Estos elementos pesados del medio interestelar de polvo y gas que ocupa el espacio que se extiende entre las estrellas tienden a agruparse cuando chocan los aacutetomos formando diminutos corpuacutesculos de polvo del tamantildeo de una cienmileacutesima de centiacutemetro Estos diminutos granos de polvo se congregan en las nubes oscuras y grumosas de los medios interestelares de los brazos en espiral de la galaxia que es donde nacen nuevas estrellas Mediante un proceso grandioso de reciclaje se forman estrellas nuevas del material de las estrellas muertas Pero iquestcoacutemo nacen exactamente las estrellas Hemos mencionado anteriormente que nunca hemos llegado a ver coacutemo nace una estrella Pero como lo hemos venido estudiando estamos convencidos que las estrellas nacen en el seno de densas nubes de polvo y gas que hay en los brazos espirales de las galaxias unas nubes tan densas que la luz visible no puede atravesarlas Ese convencimiento pese a que ha sido imposible hasta ahora observar siquiera el nacimiento de una estrella es el producto de los avances que se han alcanzado en el desvelamiento de ese proceso tan complejo Quedan muchiacutesimas incoacutegnitas porque en el nacimiento de las estrellas se producen muchos tipos de interacciones fiacutesicas pero la mayoriacutea de los astrofiacutesicos confiacutean en que pronto dispondremos de una teoriacutea completa
En este mismo capiacutetulo III hemos estudiado que en el espacio que se extiende entre las estrellas hay un medio interestelar en movimiento compuesto de gas (aacutetomos y moleacuteculas independientes) y de polvo (pequentildeos granos de materia) El medio interestelar es muy sutil (tan soacutelo constituye todo eacutel un 5 por ciento de la masa galaacutectica) pero se concentra en determinados puntos Han sido varios los sateacutelites que juntos al HST han ido revolucionando nuestra visioacuten de este medio interestelar Las mediciones que se han venido efectuando del espectro de luz en la regioacuten ultravioleta muy lejana una radiacioacuten que no puede atravesar la atmoacutesfera terrestre y que soacutelo puede captarse por encima de ella Mediante los datos que se han logrado reunir los astroacutenomos han venido descubriendo la gran abundancia de moleacuteculas y aacutetomos diversos en el medio interestelar su temperatura y muchas otras caracteriacutesticas Por otra parte la astronomiacutea infrarroja ha jugado un rol importantiacutesimos para que el convencimiento del cual hemos estado hablando se vaya asentando cada vez maacutes en el pensamiento de la mayoriacutea de los astrofiacutesicos En la actualidad no existen casi dudas de que muchos de los objetos infrarrojos maacutes interesantes estaacuten asociados con la formacioacuten de las estrellas Se considera asiacute dado que se tiene la certeza de que las estrellas son formadas como lo hemos mencionado por nubes de gas y polvo que se colapsan por su propia gravedad Al colapsarse la nube gaseosa aumenta su densidad y su temperatura y se hace maacutes caliente y densa en su centro que es donde con el tiempo surgiraacute la nueva estrella El objeto formado al centro de la nube colapsada que luego se convertiraacute en estrella se denomina protoestrella Como las protoestrellas estaacuten rodeadas de gas y polvo es difiacutecil detectarlas como luz visible Las ondas visibles que emite son absorbidas por la materia que la rodea Soacutelo en las fases evolutivas maacutes avanzadas cuando la protoestrella alcanza maacutes temperatura y su radiacioacuten despeja gran parte del material adyacente la nueva estrella puede ser detectada como luz visible Hasta entonces las protoestrellas soacutelo se pueden detectar como luz infrarroja La luz de la protoestrella es absorbida por el polvo que la rodea el cual se calienta e irradia en el infrarrojo Los estudios de las regiones de formacioacuten de las estrellas nos daraacuten informacioacuten clave sobre coacutemo nacen las estrellas y en consecuencia acerca de la formacioacuten de nuestro propio sol y de nuestro sistema solar Un acontecimiento de suma importancia para la astronomiacutea infrarroja fue el lanzamiento del IRAS el 25 de enero de 1983 Este sateacutelite levantoacute un mapa infrarrojo completo del firmamento Su telescopio recorriacutea dos veces cada siete meses todo el cielo Su misioacuten principal consistiacutea en examinar los puntos calientes en los que los astroacutenomos sospechaban que se formaban las estrellas El sateacutelite localizoacute docenas de fuentes de radiacioacuten infrarroja en la nebulosa de la Taraacutentula localizada en la Gran Nube de Magallanes una galaxia proacutexima Algunas de estas radiaciones pueden deberse a interacciones de joacutevenes estrellas con el denso polvo que las rodea Otras pueden ser auteacutenticas protoestrellas posibilidad que entusiasma a los astroacutenomos
El sateacutelite IRAS catalogoacute millares de condensaciones calientes y densas dentro de las nubes de gas y polvo que podriacutean ser regiones de formacioacuten de las estrellas Arriba se incluyen dos imaacutegenes del IRAS la constelacioacuten de Orioacuten (izquierda) en la cual existen varias regiones de formacioacuten estelar activa y la nube Rho Ophiuchi (derecha)
Ahora bien para responder exactamente a la interrogante que nos formulamos al principio de la paacutegina habremos de recurrir a los astrofiacutesicos teoacutericos y a sus modelos computarizados Como lo hemos mencionado y lo veremos en las siguientes secciones los astrofiacutesicos teoacutericos elaboran sus modelos sobre la formacioacuten de las estrellas sostenieacutendose en gigantescos complejos de nubes moleculares las cuales al fragmentarse por los efectos de la gravedad se empiezan a formar bolas de gas y polvo cuyo proceso lo conocimos en la seccioacuten 0302 Cuando esas bolas se han contraiacutedo hasta alcanzar el tamantildeo del sistema solar su temperatura habraacute alcanzado ya los 1000deg C es decir por encima del punto de fusioacuten de los metales Transcurridos unos 100000 antildeos despueacutes de iniciarse la contraccioacuten la masa que se encontraba aglomerada al principio del proceso seguacuten algunos modelos confiables se aglutina dentro de un espacio que no es mayor que el que ocupa la Tierra con su oacuterbita y su temperatura seriacutea de cientos de miles de grados Lo anterior dariacutea como resultado un objeto astronoacutemico que auacuten no es una estrella pero siacute tiene nombre laquoprotoestrellaraquo
Una vez que se forma la protoestrella eacutesta sigue evolucionando en un proceso que dura unos diez millones de antildeos durante el cual sigue contrayeacutendose y calentaacutendose hasta que comienza a desprenderse a traveacutes de su laquoviento estelarraquo del polvo y gas que la rodea cambiando su denominacioacuten primaria por el de estrella T-Tauri A estas laquoestrellasraquo se les ha logrado identificar dado el hecho de que el polvo caliente que auacuten permanece en su alrededor irradia en el infrarrojo Ademaacutes se ha logrado establecer evidencias de que el gas y polvo remanente que las circunda forman discos giratorios que podriacutean corresponder al inicio de sistemas planetarios
Las ilustraciones de la figura de arriba corresponden a una protoestrella (izquierda) y a una estrella T- Tauri (derecha) En la primera de las nombradas el artista intenta representar a una protoestrella durante su proceso evolutivo en que va desprendieacutendose del polvo y gas que la rodea La segunda representa a una activa T-Tauri naciente de un tamantildeo de dos a cinco veces el del Sol
entre erupciones bajo la tensioacuten de su propia contraccioacuten arrojando llamaradas gigantescas curvadas prominencias (en blanco) y un ondeante viento estelar (en amarillo)
La conducta de una T-Tauri es poco convencional para una estrella e imprevisible salvo que la comparemos con los comportamientos infantiles ya que su edad fluctuacutea entre los cien mil a un milloacuten de antildeos poco para una estrella Las T- Tauri tienen unos espectros de emisioacuten ricos complejos y con frecuencia anoacutemalos Con certeza se hallan rodeadas de gas caliente y de chorros luminosos de materia que aumentan la dificultad de interpretar los procesos fiacutesicos que en ellas se producen Las T-Tauri son desconcertantes por la diversidad de caracteriacutesticas extrantildeas como las mencionadas una diversidad que cuando se llegue a comprender nos ayudaraacute a entender esas estrellas bebes y extrantildeas y los gases que las acompantildean
Modelo de formacioacuten de estrellas
Existen hoy diacutea varios modelos astrofiacutesicos en boga que han sido formulados para tratar de explicar el proceso de
formacioacuten de estrellas La seleccioacuten para realizar una difusioacuten de alguno de ellos no es faacutecil Por ello aquiacute vamos a describir a aquellos que al subscrito le parecen que podriacutean estar maacutes cercanos a ser viables Entre ellos comenzaremos por los que propugnan dos desenlaces posibles del proceso de contraccioacuten de una nube dependiendo entre otras cosas de la cuantiacutea inicial de momento angular Una posibilidad es que el gas y el polvo que se contraen formen dos estrellas que orbiten entre ellas lo que se denomina sistema binario La otra posibilidad es que soacutelo se forme una estrella distribuyeacutendose el momento angular en un sistema planetario auxiliar Si estos modelos son correctos la mitad de las estrellas de nuestra galaxia dado que son binarias seguacuten las observaciones no tendriacutean planetas acompantildeantes mientras que la otra mitad (las estrellas individuales) probablemente siacute tengan sistemas planetarios Esta conclusioacuten (que todas las estrellas individuales tienen planetas) se basa en complicados datos del proceso de transferencia del momento angular en el interior de la nube de gas que auacuten no comprendemos a cabalidad Algunos astrofiacutesicos creen que durante la formacioacuten de la estrella el momento angular puede ser transferido al viento estelar siendo por tanto el de los planetas y su formacioacuten independiente
Sin embargo y dada esas
complicaciones muchos astrofiacutesicos teoacutericos creen que en el nacimiento de una estrella individual como nuestro Sol hay un disco de materia de desecho que gira a su alrededor lo mismo que la clara de un huevo frito rodeando a la yema A ese posible disco se le ha denominado laquonebulosa solarraquo y es de ella desde donde posteriormente se formaron los planetas del sistema solar Pero los problemas matemaacuteticos que plantea la elaboracioacuten de modelos teoacutericos de la nebulosa solar resultan especialmente difiacuteciles porque no hay datos de observacioacuten que orienten a quien construye el modelo Hasta ahora y pese a la gran cantidad de exoplanetas descubiertos nadie ha visto maacutes que un sistema planetario al final de su etapa de formacioacuten el nuestro Pero si hemos de creer en estos modelos de la nebulosa solar los planetas se habriacutean formado cuando la materia del disco comenzoacute a condensarse y a formar grumos Los grumos maacutes grandes acumularon auacuten maacutes fragmentos de materia Seguacuten una teoriacutea el cinturoacuten de asteroides que existe entre Marte y Juacutepiter es una coleccioacuten de grumos que no llegaron a condensarse para formar un auteacutentico planeta Cuando el Sol entroacute en ignicioacuten emitioacute un viento gigantesco que esparcioacute todos los fragmentos que no formaban cuerpos suficientemente grandes tales como lunas y planetas
Pereciese dado los hallazgos de exoplanetas orbitando estrellas que esa descripcioacuten del origen del sistema solar se acercariacutea a la que puede ser la correcta y que los sistemas planetarios seriacutea tan comunes al menos en estrellas semejantes al Sol que es una estrella individual tiacutepica Los datos procedentes de sondas enviadas a los planetas asiacute como las naves que han orbitado a algunos de ellos nos diraacuten mucho maacutes en los proacuteximos antildeos sobre el origen
Una representacioacuten de formacioacuten estelar a partir de una nube de gas y polvo que se contrae por la gravitacioacuten La gigante nube se fragmenta en grumos que a su vez volveran a fragmentarse Uno de estos grumos sigue rotando y contrayeacutendose durante millones de antildeos Final mente se formaraacute un cuacutemulo estelar de algunos cientos de estrellas (un resultado posible) En los momentos que las estrellas comenzaron su ignicioacuten disipan las nubes restantes Estos nacimientos estelares van acompantildeados de chorros de materia que lanzan las nuevas estrellas cuyo origen de ser asiacute lo ignoramos auacuten
de nuestro sistema solar Pero no hay que esperar soluciones raacutepidas Pese a los aterrizajes tripulados en la Luna las rocas lunares traiacutedas a la Tierra y los datos selenoloacutegicos todaviacutea no estamos seguros del origen de la Luna y auacuten menos del origen del sistema solar Hasta ahora solamente tenemos certeza sobre el incremento del nuacutemero de sateacutelites orbitando a los grandes planetas gaseosos asiacute como de caracteriacutesticas de sateacutelites anteriormente conocidos de Juacutepiter y Saturno que han sido clarificadas por las misiones Galileo y Cassini respectivamente El estudio teoacuterico de la nebulosa solar el disco plano de materia que rodeaba al Sol primigenio no es maacutes que un ejemplo especiacutefico de un fenoacutemeno astrofoacutesico general el de los laquodiscos de acrecioacutenraquo Los anillos que rodean Saturno son otro ejemplo de disco de acrecioacuten y quizaacute lo sean tambieacuten la disposicioacuten de las estrellas de una galaxia discoidal Los agujeros negros y las estrellas de neutrones deben estar rodeados tambieacuten de un disco de gas caliente y parece probable que cuando el gas cae en el agujero o en la estrella haya una emisioacuten de sentildeales energeacuteticas En circunstancias especiales la materia tipo gas o polvo tiende sin duda a formar un disco semiestable alrededor de un objeto de masa enorme El estudio matemaacutetico de los discos de acrecioacuten acabaraacute permitieacutendonos comprender de un modo maacutes exacto no soacutelo el origen del sistema solar sino tambieacuten esas desconcertantes que nos llegan desde lo maacutes profundo del espacio
Por lo que hemos logrado conocer de las estrellas a traveacutes de la observacioacuten la impresioacuten que se tiene es de que aproximadamente la mitad de ellas que estaacuten cerca de nosotros tienen una o maacutes compantildeeras andan emparejadas o agrupadas Algunas viven formando triacuteos y hasta cuartetos Las binarias han sido estudiadas bastante extensamente Algunas de ellas en que las estrellas orbitan muy proacuteximas se denominan laquobinarias de contactoraquo pues efectivamente se tocan intercambiando grandes cantidades de masa estelar y ni que hablar de las que son maacutes pequentildeas Recientemente el sateacutelite de rayos X Chandra descubrioacute a dos estrellas enanas blancas orbitando una de la otra cada cinco minuto lo que implica que la distancia que las separa no es maacutes de 80500 km praacutecticamente una quinta parte de la distancia de la Tierra hacia la Luna Lo anterior incrementa la desconcertacioacuten de los astrofiacutesicos ya que por muchos antildeos los ha tenido laquode cabezaraquo el hecho de que miembros de grupos binarios pareciesen tener edades muy distintas Despueacutes de todo si habiacutean nacido al mismo tiempo de la misma nube de gas habriacutean de tener la misma edad Pero si las dos binarias intercambian masa durante su evolucioacuten su edad aparente puede ser muy distinta dado que si a una estrella se le sustrae o antildeade masa puede cambiar su edad aparente La observacioacuten de binarias de contacto y los modelos de computacioacuten confirmaron estos mecanismos de intercambio
Los datos obtenidos por el Chandra en observaciones de rayos X (graacutefico arriba a la izquierda) del sistema binario J08063+1527 (o J0806) muestran que las intensidades de la radiacioacuten variacutean en periacuteodos de 3215 segundos Lo anterior implica que J0806 es un sistema binario de estrellas de enanas blancas que orbitan entre ellas aproximadamente cada 5 minutos lo que deja establecido que se encuantran una de la otra a una distancia muy corta
En los uacuteltimos antildeos se ha observado un creciente aumento de la capacidad para las observaciones astronoacutemica de alta resolucioacuten para los estudios de momentos angulares en todas las longitudes de onda desde rayos X a radio El empotramiento en la Tierra de grandes telescopios y la colocacioacuten en el espacio de sateacutelites todos ellos equipados con tecnologiacuteas de punta tato oacutepticas como interferomeacutetricas nos estaacute permitiendo que exploremos al universo con una capacidad para obtener pormenores para su estudio sin precedentes Con esa implementacioacuten para la observacioacuten de alta resolucioacuten se abren las perspectivas para lograr avances significativos para entender una amplia gama de fenoacutemenos coacutesmicos En detalle las altas resoluciones en las observaciones angulares que se estaacuten alcanzando han comenzado a desempentildear un papel vital en los estudios de los procesos de formacioacuten de las estrellas proporcionando cantidades de elementos de contrastacioacuten con las teoriacuteas circulantes dentro del entorno de los fiacutesicos y astrofiacutesicos como asimismo proporcionar argumentos para formular nuevos modelos Por ahora no sabemos si el modelo sobre la formacioacuten de estrellas que hemos descrito anteriormente tiene aciertos o deberiacutea ser definitivamente arrinconado pronto se sabraacute
Dentro del aacutembito de la astrofiacutesica y tambieacuten de la cosmologiacutea una de las teoriacuteas en boga maacutes concurrida para
citarla con respecto a la formacioacuten de las galaxias en el universo se fundamenta en el modelo conocido como The Laboratory for Cosmological Data Mining (LCDM) En esa teoriacutea se asume que el componente dominante del universo estaacute formado por la materia oscura la cual se cree que consiste ndashprobablemente en su mayor porcentajendash en materia no barioacutenica elementos dominantes seriacutean partiacuteculas elementales no conocidas hasta ahora Por lo que se ha podido observar del universo la materia barioacutenica constituiriacutea solamente un 13 del total de sus
componentes lo que implica que el resto del universo estariacutea compuesto mayoritariamente por un Ω constituido por una constante cosmoloacutegica que no desaparecioacute en el tiempo Una densidad de vaciacuteo que domina con creces las densidades combinadas de energiacutea producida por materia y bariones oscuros Lo anterior ha sido sugerido con rasgos de mucha consistencia en las observaciones de supernovas distantes o extragalaacutecticas Durante las dos uacuteltimas deacutecadas del siglo XX y los antildeos transcurridos de eacutesta del 2000 las simulaciones computarizadas sobre los incrementos gravitacionales observados basados en el modelo LCDM han ayudado significativamente a poder entender el proceso de formacioacuten y las caracteriacutesticas de los halos galaacutecticos tan bien como su distribucioacuten y movimiento en el espacio Tanto es asiacute que comparativamente con otros se trata de un proceso sobre la formacioacuten de la estructura coacutesmica que se puede decir que se entiende y conoce bien Sin embargo las simulaciones cosmoloacutegicas que intentan incluir en ellas la formacioacuten de las estrellas con el objeto de poder realizar comparaciones directas con las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias observadas han resultado bastante difiacuteciles de llevar a cabo a buen teacutermino y por lo tanto sigue siendo una cuestioacuten teoacuterica muy incierta Uno de los referentes problemaacuteticos que asaltan en esos estudios de simulaciones computarizadas es el excedente de radiacioacuten friacutea del gas coacutesmico lo que hace aparecer a las galaxias simuladas muchiacutesimo maacutes luminosas que las observadas desde el propio universo Se piensa que para que ello ocurra debe existir un error importante en los modelos astrofiacutesicos formulados sobre la formacioacuten de las estrellas y sus procesos asociados a sus retrocciones Se ha considerado que ese excesivo enfriamiento que aparece en los computadores guardariacutea relacioacuten con errores teoacutericos sobre la retroaccioacuten como los que pueden producir las explosiones de supernovas o de incorrecciones en las precisiones formuladas sobre los vientos estelares El problema fundamental radica en que todaviacutea no hemos logrado conocer bien la naturaleza fiacutesica de la regeneracioacuten como asimismo en las dificultades matemaacuteticas que se tienen para intentar modelarlos dentro de simulaciones
Velocidad del gas en una galaxia en formacioacuten pequentildea Debido a que el gas se enfriacutea un disco centriacutefugo apoyado se convierte en el centro del halo galaacutectico cuyos bordes los podemos apreciar en las figuras insertadas arriba En el creciente disco gaseoso la formacioacuten de las estrellas produce un viento galaacutectico de gran alcance que se puede escapar de la galaxia
Sin embargo en un estudio realizado en el antildeo 2002 en el departamento de astrofiacutesica del Instituto Max Planck los astrofiacutesicos Springel y Hernquist propusieron un nuevo modelo de simulaciones computarizadas para estudiar la formacioacuten de estrellas En este modelo se intenta explicar la regulacioacuten de la formacioacuten de estrellas por supernovas en los medios interestelares densos (MID) Los cientiacuteficos usando un meacutetodo de anaacutelisis para la fiacutesica de MID del tipo sub-resolucioacuten lograron soslayar con su modelo varios de los problemas matemaacuteticos que usualmente aparecen en este tipo de estudios Tambieacuten ellos por primera vez lograron insertar en las simulaciones una novedosa descripcioacuten para los procesos de retroaccioacuten que efectuacutean los vientos galaacutecticos En los cuadros que hemos fijado en la figura de arriba se muestra los campos de velocidad del gas durante la formacioacuten del disco galaacutectico cuando el viento es incluido en las simulaciones En ese trabajo se demuestra que en las pequentildeas galaxias el viento se puede realmente escapar de ellas transportando el gas y los elementos pesados que fueron sintetizados por estrellas ubicadas fuera de la galaxia Por ello en esos casos la cantidad de gas que queda disponible en la galaxia para la formacioacuten de estrellas llega a ser muy pequentildea No obstante y a pesar de este significativo efecto sobre la luminosidad del disco de formacioacuten sus caracteriacutesticas morfoloacutegicas siguen siendo constantes en las galaxias espirales observadas como lo podemos apreciar en las figuras que insertamos a continuacioacuten
Proyecciones de la densidad de la luminosidad estelar de las galaxias espirales formuladas en simulaciones en las cuales se incluye el viento galaacutectico A la izquierda se muestra a una pequentildea galaxia de una masa total de 1010 mientras que a la izquierda se presenta a una galaxia de una msa 100 veces mayor En ambos casos la morfologiacutea del disco estelar de formacioacuten es absolutamente semejante al de las galaxias espirales observadas
En las galaxias pequentildeas los vientos galaacutecticos adquieren una influencia significativa en la escasa formacioacuten de estrellas ya que de ellas se pueden escapar de la gravedad de sus progenitores los halos de materia oscura Sin embargo los vientos cuando se trata de grandes galaxias son confinados de manera tal que en esos sistemas no juegan un rol significativo para impedir formaciones estelares numerosas En consecuencia se puede pensar que la retroaccioacuten por vientos soacutelo reduce la actividad de la formacioacuten de estrellas en galaxias pequentildeas lo que lleva a coincidir entre las observaciones y las predicciones del modelo LCDM Lo anterior es lo que incentiva a que en la actualidad los vientos galaacutecticos reciban bastante atencioacuten en los estudios teoacutericos Pero ademaacutes los vientos producen otro efecto interesante que es el de transportar los metales a traveacutes del medio intergalaacutectico lo que potencialmente explica porqueacute los elementos pesados se observan en los gases de baja densidad que residen en los espacios intergalaacutecticos como se ha detectado en estudios de liacuteneas espectrales de quaacutesares
La figura de arriba ilustra las diversas simulaciones cosmoloacutegicas que se utilizaron para estudiar la formacioacuten de galaxias en el universo Cada una de las series fueron desarrolladas con distintas dimensiones usando en ello una gama de diversas resoluciones matemaacuteticas En aquellas que aparecen maacutes grandes se insertaron en ellas maacutes de 68 millones de partiacuteculas Combinando los resultados de las distintas series se desarrolloacute un by pass que permite efectuar simulaciones con una gama de posibilidades que permiten estudiar a traveacutes de computacioacuten cualquier tipo de formacioacuten de estrellas en cualquiera de las configuraciones galaacutecticas
En la formulacioacuten del modelo LCDM la formacioacuten de las galaxias son las fundaciones astrofiacutesica que lo sostienen En el espacio primero se van formando pequentildeos objetos que gradualmente por efectos gravitatorios se van fusionando unos con otros para luego convertirse en masivas galaxias Las predicciones matemaacuteticas que se puede obtener para poder establecer una tasa aceptable de formacioacuten de estrellas en el universo son particularmente desafiantes en este modelo ya que establecer el nuacutemero de ellas que se forman en las galaxias requiere que las simulaciones lo resuelvan dentro de un proceso de creacioacuten simultaacutenea en todas aquellas escalas que aparecen como relevantes Es decir se formariacutean en un laquopariacute pasoraquo galaxias y estrellas Esto implica una demanda dinaacutemica substancial para todas las simulaciones Ademaacutes como ya lo hemos mencionado el efecto de retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos es significativamente importante en las galaxias pequentildeas lo que implica incrementar las dificultades en la obtencioacuten de cifras aterrizadas fijadas en los objetivos de dichas simulaciones consideraacutendose el hecho que esas galaxias se encuentran en los liacutemites de las resoluciones En consecuencia y dada esa dificultad no queda maacutes que computar considerando al efecto de retroaccioacuten de los vientos como un elemento constringente en la formacioacuten de estrellas dentro de pequentildeas galaxias De hecho en las simulaciones de este modelo la resolucioacuten total requerida no llegue a un volumen lo suficientemente satisfactorio que sea representativo para el universo observado y maacutes No se espera que en los proacuteximos antildeos los avances en informaacutetica puedan mejorar mucho esta situacioacuten Sin embargo como no estaacute inserto dentro del espiacuteritu de un cientiacutefico quedarse ahiacute Springel y Hernquist han podido soslayar en gran medida este problema En las figuras que fijaremos a continuacioacuten de este paacuterrafo se ilustra esquemaacuteticamente las simulaciones que desarrollaron esos cientiacuteficos en un Linux-Cluster del Center for Parallel Astrophysical Computing at Harvard-CfA Usando una de las secuencias con medidas asociadas a traveacutes de un especial anaacutelisis teacutecnico pudieron extender la gama dinaacutemica del modelo matemaacutetico para la formacioacuten de las galaxias llegando a alcanzar un rango dinaacutemico cercano a las 18 decenas en masas Tambieacuten para cada tamantildeo de series realizaron extensos estudios de las resoluciones lo que permitioacute obtener pruebas confiables de convergencias matemaacuteticas para cada una de las series
Ilustracioacuten computarizada de galaxias consideraacutendose un alto corrimiento al rojo A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas rodeando a una de las primeras estrellas que se forman en una de las galaxias En la simulacioacuten se considera al universo con una edad de un milloacuten de antildeos Los densos puntos blancos sentildealan a las galaxias que estariacutean en un proceso de formacioacuten de estrellas el las cuales el viento se conduce a traveacutes del medio intergalaacutectico Esos vientos son los que forman las burbujas de gas caliente que se aprecia a la derecha como se refleja en el graacutefico de temperatura que comporta la ilustracioacuten
En un fuerte corrimiento al rojo la primera estrella que se forma en las galaxias comienzan a emitir violentas emanaciones hacia el medio intergalaacutectico seguacuten lo que se puede apreciar en la ilustracioacuten de arriba Ahora cuando los vientos galaacutecticos son detenidos por colisiones ello conduce a que se formen burbujas en los MIG los cuales se llenan de un enriquecido gas metaacutelico caliente En consecuencia los vientos galaacutecticos pueden jugar un importante rol para entender el enriquecimiento en metales que se ha observado en gases galaacutecticos de baja densidad Centraacutendonos en las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias posiblemente esos vientos quizaacutes sean los causantes de las bajas tasas de formacioacuten de estrellas en las pequentildeas galaxias Sin la existencia de los vientos las galaxias no llegariacutean a un excesivo enfriamiento y seriacutean substancialmente maacutes brillantes como lo podemos observar en las figuras que a continuacioacuten insertamos
Galaxias en proceso de formacioacuten A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas en los momentos en que la densidad coacutesmica de formacioacuten de estrella se halla cerca de su maacuteximo A la derecha se muestra un close-up de una de las maacutes masivas galaxias que se ha formado hasta ahora en la cual los colores anaranjados muestran a las estrellas mientras que el azul representa al gas
En los graacuteficos que siguen a continuacioacuten se muestran las predicciones obtenidas a traveacutes del modelo compuesto de simulaciones que hemos estado describiendo para la formacioacuten de estrellas en funcioacuten del corrimiento al rojo y de tiempo acumulativo La densidad de la formacioacuten de estrellas se predice en su maacuteximo para un universo joven con un corrimiento al rojo del orden de Ζ = 55 Para la mitad de las estrellas se pronostica que se encontraban en puntos galaacutecticos del espacio hace ya maacutes de 10 mil millones de antildeos La fraccioacuten total de bariones producidos en las muertes de estrellas se considera cerca de un 10 lo que coincide con los datos de las observaciones Sin la inclusioacuten del viento galaacutectico el nuacutemero de bariones habriacutea sido substancialmente maacutes alto lo que seriacutea inconsistente con las observaciones
Historia de la formacioacuten coacutesmica de las estrellas en funcioacuten del tiempo El graacutefico de la izquierda muestra la evolucioacuten de la tasa de densidad en la formacioacuten de estrella en funcioacuten del corrimiento al rojo Los grafos azules corresponden a mediciones de las simulaciones mientras que las liacuteneas son ajuste analiacuteticos de los
resultados El maacuteximo de actividad para la formacioacuten de estrellas estariacutea dada por un corrimiento al rojo de Ζ = sim 55 para un tiempo de mil millones de antildeos de vida del universo En el graacutefico de la derecha se muestra a una fraccioacuten de estrellas de la eacutepoca actual que son maacutes vieja que la edad estimada en el estudio Se puede apreciar que sobre la mitad de las estrellas hoy diacutea tienen una edad que supera los 10 mil millones de antildeos
Quizaacutes el estudio que acabamos de describir sea uno de los maacutes confiables para predecir en el presente la formacioacuten de estrellas en un alto corrimiento al rojo Ello fue posible de concretar combinando la capacidad de procesamiento de supercomputadores modernos con un sofisticado modelo de la fiacutesica para gases radiactivos casi friacuteos formacioacuten de estrellas enriquecimiento de metales y de la retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos y de supernovas Estas simulaciones naturalmente son un paso maacutes para llegar a un conocimiento acabado sobre la evolucioacuten coacutesmica de la formacioacuten de las estrellas Estaacute claro que contiene mucha maacutes informacioacuten sobre el proceso de formacioacuten de las galaxias sobre las caracteriacutesticas del gas galaacutectico y el espacio entre ellas Pero dando pasos se construye la ciencia y si se compara la informacioacuten que se ha obtenido en estas simulaciones con datos detallados de observaciones es posible hacer progresos adicionales para entender mejor la formacioacuten cosmoloacutegica de las galaxias
Aquiacute todaviacutea nos queda pendiente profundizar auacuten maacutes sobre lo que se ha conseguido hasta hoy sobre la formacioacuten de las estrellas Los modelos astrofiacutesicos que hemos descrito son bastante consistentes con las observaciones y la intuicioacuten de quienes se han laquoentretenidoraquo en formularlos De todas maneras esto no queda como lo uacutenico que hasta ahora se puede exponer sobre el tema ya que en la siguiente seccioacuten vamos a incrementar los conceptos sesudos al respecto
Como maacutes de una vez ya expresamos las estrellas se forman y nacen de nubes de materia de gas y polvo que se
aglutina en los medios interestelares (MI) que se hallan por todo el universo En la actualidad se han logrado catalogar a unas 6000 de esas nubes de las cuales algunas alcanzan dimensiones diametrales que bordean los 300000 al (antildeos luz) y masas que fluctuacutean en torno entre 200000300000 veces la del Sol Estaacuten compuestas principalmente de hidroacutegeno amoniaco agua acetileno formalina silicatos carbono etc Ahora estas nubes no soacutelo almacenan los componentes para formar una estrella (o cientos de miles) sino que ademaacutes contienen los elementos necesarios para que en esos lugares coacutesmicos se puedan desarrollar masas planetarias Se trata de
estructuras bastante estables ya que sus sistemas gravitatorios se muestran en general estabilizados salvo cuando son inferidos por alguna interferencia perturbadora como puede ser el caso de la explosioacuten de una cercana supernova En efecto al explosionar una supernova en las cercaniacuteas de una nube interestelar eacutesta en vez de absorber las ondas de choque emitidas por el catastroacutefico evento estelar comienza a contraerse y colapsarse hacia el centro del sistema Al darse esa situacioacuten la energiacutea que se ha liberado en la explosioacuten comienza a calentar ese centro compactando auacuten maacutes la materia que se ha estado colapsando en el nuacutecleo la temperatura se incrementa sustancialmente lo que conlleva a que la radiacioacuten vaya siendo progresivamente cautivada En ese fenoacutemeno se ha producido el nacimiento de una protoestrella
Una vez conformada la protoestrella el siguiente paso que se da dentro del fenoacutemeno es la formacioacuten de una estrella Aunque nunca hemos visto en propiedad el nacimiento de una estrella ya que soacutelo podemos empezar a observarla cuando se enciende siacute nos atrevemos a describir que a partir de la nube originaria se crea un anillo que rodearaacute a la futura estrella y que la bombardearaacute por atraccioacuten enriquecieacutendola de materia hasta un liacutemite en que no podraacute seguir absorbiendo ese material Una vez alcanzada esa satisfaccioacuten estelar una gran parte de materia se escaparaacute a traveacutes de la perpendicular de entrada al disco y formaraacute lo que se denominan como jets bipolares o Herbig-Haro [HH] (materia que como sucede en los acontecimientos astrofiacutesicos es gatillada en pares en direcciones opuestas una por cada polo de ahiacute su nombre) que saldraacuten despedidos a velocidades superiores a los 1000 kms Luego la estrella que se acaba de formar seguiraacute un proceso bastante inestable hasta que alcance su madurez ya que en su nintildeez no dispone de de sistemas compensatorios y tampoco
ha iniciado sus reacciones nucleares
En la medida en que la estrella va asimilando materia atraiacuteda por la gravedad tambieacuten va incrementando su temperatura hasta llegar a tener entre 9 a 10 millones de grados en cuyo preciso momento comenzaraacute las reacciones nucleares la estrella se seguiraacute contrayendo hasta que la presioacuten y temperatura interna sean lo suficientemente grande como para poder compensar el sistema y lograr asiacute el estado de madurez (secuencia principal) mientras las radiaciones y el viento de protones y electrones expulsan a los elementos maacutes livianos del disco Y de darse ese fenoacutemeno esos elementos expulsados formaraacuten un disco circunestelar que podriacutea derivar en un sistema planetario como ocurrioacute en el caso del Sol
El Telescopio Espacial Hubble nos proporciona una detallada visioacuten de los procesos apopleacuteticos eructivos y dinaacutemicos que acompantildean las etapas finales de la formacioacuten de una estrellaEn las tres imaacutegenes de arriba se puede observar el derrumbe del disco circunestelar de polvo y gas que se forma durante el proceso de construccioacuten de una estrella y que a su vez proporciona los ingredientes para la formacioacuten de un sistema planetario En las imaacutegenes tambieacuten se puede apreciar a jets o chorros de gas caliente de varios sistemas embrionarios saliendo de las estrellas que se encuentran en las etapas finales de su formacioacuten
Una vez que la estrella arriba a su madurez se mantendraacute bastante estable por un periacuteodo de tiempo dependiendo del tamantildeo de su masa Pero como la masa es la propiedad maacutes importante de una estrella ello lo vamos a tratar maacutes adelante con cierta detencioacuten Por ahora seguiremos centrando nuestra atencioacuten en la formacioacuten de las estrellas Si bien no tenemos la posibilidad de poder ver como se embriona una estrella no obstante siacute sabemos que se forman de la materia del medio interestelar En consecuencia las zonas del espacio donde probablemente se formen una mayor cantidad de estrellas son aquellas en la que existe una mayor densidad dado que alliacute los aacutetomos y granos de polvo se encuentran maacutes concentrados permitiendo con ello que se ejerza una mayor fuerza de atraccioacuten gravitacional Pero tambieacuten es importante que en esos lugares exista una baja presioacuten del medio que facilite la presencia de bajas temperaturas
Los requisitos que hemos expuesto en el paacuterrafo anterior sobre las condiciones que deben reunir los espacios coacutesmicos para que se puedan formar estrellas se hallan fundamentalmente en las llamadas nebulosas oscuras En esas nubes del espacio se suelen dar condiciones con una densidad promedio en un rango
que va de 100 a 10000 partiacuteculas por cmsup3 (el promedio es de 01
a 20 partiacuteculas por cmsup3 y de temperaturas que no superan los 15deg K Una nebulosa oscura es una gran nube que se observa en el cielo como una pobre regioacuten de estrellas donde el polvo y los gases interestelares se hallan significativamente concentrados Pueden ser vistas si una parte de sus emisiones o reflexiones se oscurecen o como sucede con la nebulosa del Saco de Carboacuten
Nebulosa Oscura Saco de CarboacutenUna de las nebulosas maacutes conocidas por los habitantes del hemisferio sur Se sabe de ella desde que fue observada en 1499 por Vicente Yaacutenez Pinzoacuten cuando integraba la expedicioacuten de Hernando de MagallanesEl Saco del Carboacuten es una de las maacutes prominentes nebulosa oscura visible en los surentildeos cielos Es bien visible a simple vista y se parece a un oscuro y gran bancal de la Viacutea Laacutectea Se ubica con facilidad en la parte meridional de la conocida Cruz del Sur y oscurece y cubre unos 26 grados cuadrados del cielo con partes ubicadas en la constelacioacuten de La Mosca y otras en Centauro
(figura de la derecha) en que la luz de algunas de sus estrellas laquomaacutes viejasraquo ubicadas en las profundidades de la nube no es bloqueada por la materia interestelar Las nebulosas oscuras tienen formas bastante irregulares No tienen un liacutemite externo claramente definido y a veces adquieren formas como serpentinas enrolladas Cuando son grandes pueden ser observadas a simple vista asemejaacutendose a plantillas oscuras contrapuestas al fondo maacutes brillante de la Viacutea Laacutectea El hidroacutegeno que se halla almacenado en estas opacas y oscuras nubes se encuentra en estado molecular A las grandes nebulosas de este tipo se les conocen bajo el nombre de gigantes nubes moleculares (GNM o GMC) y su tamantildeo es un milloacuten de veces el del Sol En su interior contienen una gran cantidad de masa del medio interestelar
con una dimensioacuten de unos 150 al una densidad media que va de las 100 a las 300 moleacuteculas por cmsup3 y una temperatura interna que fluctuacutea entre los 7 y 15 grados K Las GNM estaacuten compuestas principalmente de gas y polvo pero ademaacutes contienen una cantidad importante de estrellas El nuacutecleo de esas nubes es invisible al ojo humano y es perceptible solamente a traveacutes de las emisiones de microondas emanadas de sus moleacuteculas constitutivas Esta radiacioacuten no es absorbida por el polvo y no escapa con facilidad de la nube El material que se encuentra almacenado en las GNM se agrupa en distintos tamantildeos con nubes que se ubican por debajo de las masas de las estrellas y los maacutes pequentildeos pueden medir hasta un antildeo luz (al)Esa nubes tambieacuten cuentan con su propio campo magneacutetico interno el cual les sirve de escudo de ayuda contra su propia gravedad Las GNM juegan un importante rol en la dinaacutemica de las galaxias En efecto cuando una estrella pasa cerca de una GNM la gravedad de eacutesta afectaraacute considerablemente a la oacuterbita de la estrella Al cabo de varios encuentros cercanos una estrella de mediana edad seraacute afectada significativamente en su direccioacuten y velocidad orbital alongando su oacuterbita desde la condicioacuten circular primaria heredada de la GNM como tienen las estrellas recieacuten nacidas Este fenoacutemeno es una herramienta de gran utilidad para los astroacutenomos para estimar las edades de las estrellas y estudiar la densidad del disco galaacutectico
Ahora profundizando un poco sobre las nubes moleculares eacutestas ndash por densidad y tamantildeondash permiten la formacioacuten
de hidroacutegeno molecular H2 Sin embargo se trata de una moleacutecula bastante difiacutecil de detectar lo que implica rastrearla a traveacutes de moleacuteculas de monoacutexido de carbono (CO) La relacioacuten entre la luminosidad del CO y la masa del H2 es aproximadamente constante pese a que existen razones para dudar que sea asiacute dado lo que se observa en algunas galaxias
En la Viacutea Laacutectea las nubes moleculares asumen un tamantildeo que corresponde aproximadamente a la mitad del espacio orbital del Sol lo que las transforma en un componente significativo del disco galaacutectico Seguacuten los catastros que se tienen confeccionados sobre nubes moleculares en la galaxia registran que la mayoriacutea de ellas se encuentran agrupadas en objetos maacutes masivos que abarcan varios millones de masas solares Por lo general se hallan ubicadas en planos con dimensiones aproximadas de entre 50 y 75 pc (no dejan de ser grandecitas) pero son mucho maacutes finas que los otros componentes gaseosos que cohabita por esos lugares como el hidroacutegeno atoacutemico e ionizado Se piensa que las nubes moleculares deberiacutean existir extensivamente
sobre todo dentro de los brazos espirales de la galaxia pero ello es incierto dado el hecho de las dificultades que se tienen para estimar distancia y en otras galaxias que han sido observadas en alta resolucioacuten se ha logrado ver a los respectivos brazos espirales claramente delineados pero no sensibles a un fondo uniforme de emisiones de CO Para muchos de los astrofiacutesicos la formacioacuten de nuevas estrellas en el universo ocurre hoy solamente dentro de las nubes moleculares Lo piensan asiacute dado que ello seriacutea una consecuencia natural de sus altas densidades bajas temperaturas y de la evidencia observada en grandes nubes formadoras que han sido confinadas en gran medida por la propia gravedad de lo embrionado como ser estrellas planetas y galaxias mas que por la accioacuten externa como sucede con las nubes del cielo Esta evidencia nace del hecho de las laquoturbulentasraquo velocidades deducidas de las liacuteneas de latitud del CO que se mueven a una velocidad semejante a la orbital ( una relacioacuten virial )
Nebulosa Molecular CarinaDentro de algunos millones de antildeos la radiacioacuten de las brillantes estrellas que se hallan alojadas en esta nebulosa habraacute dado cuenta de la totalidad del gas y moleacuteculas que auacuten conserva La nube molecular se ha desagregado de la Nebulosa Eta Carina u Ojo de la Cerradura Las nuevas estrellas que se han formado se hallan visibles y sus enrojecidas imaacutegenes es el producto de la azul luz dispersada preferentemente por el penetrante polvo La imagen de arriba tiene una extensioacuten aproximada de dos antildeos luz y fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble en 1999
En resumen las nubes moleculares seriacutean el medio para la formacioacuten del laquocigotoraquo de estrellas Como lo mencionamos estaacuten formadas de gas y polvo El gas es predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Pero a diferencia de los animales ese laquocigoto estelarraquo se formariacutea por el colapso y fragmentacioacuten de las regiones maacutes densas de la nube En esos lugares las partiacuteculas se atraeriacutean por la gravedad y colapsariacutean hacia el centro de las regiones maacutes densas Ahora como contraparte al colapso se halla la presioacuten del gas El problema radica en saber con certeza cuaacutel es el mecanismo que produce el triunfo de la gravedad sobre la presioacuten que ejerce el gas para que la nube de comienzo a la formacioacuten de una estrella Debemos reconocer que hasta ahora la fiacutesica de las nubes moleculares no la entendemos muy bien y es tema de discusioacuten en congresos y simposios de fiacutesicos Sus movimientos internos son gobernados por las turbulencias de un magnetizado y friacuteo gas cuyos turbulentos movimientos son altamente supersoacutenicos pero siacute comparables a las velocidades de los disturbios magneacuteticos Dado lo anterior se piensa que en esos estados los gases deberiacutean perder raacutepidamente energiacutea procediendo a derrumbarse o reinyectarse energeacuteticamente Tambieacuten se puede dar el caso de que las nubes sean perturbadas por alguacuten proceso como ser el de una masiva estrella ya que sabemos que mucha de estas nubes alojan a eacutestas en una fraccioacuten importante de su masa desde antes de su fraccionamiento y colapso para formar cantidades de ellas Sabemos que una de las particularidades de la gravedad es su coalescencia con respecto a la materia Dado lo anterior es natural que se piense que para que se deacute comienzo a un proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas de una nube colapse y se fragmente por efectos gravitatorios Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por consiguiente deberiacutea darse en un momento un mecanismo para que la gravedad sea preeminente sobre los demaacutes componentes y de esa manera la nube puede formar una estrella Por ahora adoptaremos simplificaciones para enumerar los posibles mecaacutenicos que pueden originar la preeminencia de la gravedad aunque en la realidad las nubes moleculares son no son homogeacuteneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes No obstante dentro de los mecanismos que podriacutean dar origen en el interior de una nube interestelar a una estrella como consecuencia de la gravedad se encuentran entre otros los siguientes
1 Una supernova La espectacular explosioacuten de una masiva estrella cuyas fuertes ondas de choque pueden ocasionar el desequilibrio necesario para embrionar a una estrella
2 Las ondas de choque provocadas por la colisioacuten de nubes moleculares 3 Las ondas de densidad que se producen en los brazos espirales de las galaxias Por delante de estas
ondas viajan otras de choque que alteran el medio interno de las nebulosas oscuras 4 Las interacciones galaacutecticas Las interacciones de los medios interestelares que se dan en los espacios
galaacutecticos tambieacuten dan origen a ondas de choque 5 Las ondas teacutermicas de estrellas recieacuten nacidas Una vez que las estrellas logran encender su combustible
empiezan a brillar liberando ondas teacutermicas de choque que dan origen a una especie de efecto laquodominoacuteraquo en la formacioacuten de nuevas estrellas Este pude ser uno de los mecanismos que da origen a los nacimientos estelares masivos en cuacutemulos
ltBLlt fontgtEn la siguiente seccioacuten de esta parte del capiacutetulo III nos vamos a centrar en analizar cada uno de los posibles mecanismos que hemos enumerado para que se formen estrellas como consecuencia de efectos gravitatorios
La mayoriacutea del gas que se concentra en el disco galaacutectico se halla unionizado o en estado neutro y se le denomina
H I Ahora bajo condiciones apropiadas por ejemplo cerca de una caliente estrella o circundante a los efectos de la explosioacuten de una supernova ese gas se puede ionizar y como ya lo hemos estado estudiando cuando ello ocurre a esos lugares se le denominan regiones H II En ambos estados a ese gas se le nombra generalmente como el ISM del medio interestelar
Como podemos deducir de las secciones anteriores las Regiones HII son calentadas (ελ sim 104 K) y bajan hacia el
friacuteo fondo del H I (ελ sim 102 K) asentaacutendose en eacutel Esa ubicacioacuten que asumen las regiones HII ha sido claramente detentada en imaacutegenes de galaxias externas Lo anterior ha sido certificado por evidencias obtenidas a traveacutes de fotografiacuteas directas ( o imaacutegenes CCD) de galaxias que se hallan cercanas a la Viacutea Laacutectea Ello ha sido posible debido al dominio de las liacuteneas espectrales de emisioacuten de varios elementos como el hidroacutegeno en particular del
helio oxiacutegeno carbono calcio silicio hierro etc Imaacutegenes tomadas a un rango de luz de Hα 6583 Aring (o sea a la
liacutenea α de la serie de Balmer) han demostrado con mucha claridad a regiones H II ello debido a que mucha de la luz visible emitida en esas regiones galaacutecticas es generada dentro del rango de esa liacutenea Por consiguiente las regiones H II aparecen en imaacutegenes de color tiacutepicamente rosaacuteceas En las galaxias que maacutes se han hallado regiones H II son en las espirales en especial en los brazos de eacutestas donde las joacutevenes estrellas son ricas en proporcionar fotones ultravioletas que son necesarios para ionizar el gas Las maacutes prominentes estrellas que habitan esas regiones galaacutecticas son las recieacuten nacidas por consiguiente calientes Alguna de esas regiones contiene un nuacutemero maacutes que significativo de esas estrellas cuya produccioacuten de energiacutea pude ionizar una fraccioacuten importante del gas de una galaxia Por otro lado las estrellas que se van formando en las galaxias en lugares fuera de los espirales en su andar por el inicio de la vida estelar se van asociando a los brazos espirales del correspondiente disco galaacutectico lo que implica que debido a sus claras liacuteneas de emisioacuten se transforman en un excelente medio para estudiar la rotatoria y cinemaacutetica de las galaxias Por otra parte las galaxias eliacutepticas y S0 rara vez muestran de forma prominente regionesH II Ello se debe a que se trata fundamentalmente de galaxias viejas y es poco el gas que les queda almacenado como para tener una fertilidad estelar significativa No obstante muestran deacutebiles nebulosas planetarias pero maacutes que todo son rasgos de muestra de la distancia a la que se encuentran
LIacuteNEAS DE IONIZACIOacuteN Y DE EMISIOacuteN
Como ya lo estudiamos anteriormente las regiones H II tienen un cierto tamantildeo alrededor de una fuente de ionizacioacuten que corresponde a un equilibrio formado por el flujo de fotones ionizantes por una parte con la tasa por el cual el plasma se puede enfriar y los electrones ionizados puedan recombinarse con los protones por otra Ahora si la tasa de ionizacioacuten es mayor que la de recombinacioacuten el plasma se ionizaraacute casi en su totalidad En esos casos estudios que se han realizado han sentildealado que menos del uno por ciento del hidroacutegeno aglomerado en esas tiacutepicas regiones no es afectado por la ionizacioacuten A continuacioacuten insertamos fotografiacuteas de tres galaxias espirales en las cuales se muestra el comportamiento que hemos descrito sobre las regiones H II
Figura 03040301- Las fotografiacuteas de arriba muestra a tres galaxias espirales captadas en el ancho de banda del filtro rojo (paneles superiores) y a la luz de Hα (paneles inferiores) Las regionesH II se correlacionan notablemente con los espirales y anillo de la estructura de las galaxias El filtro rojo es muchiacutesimo maacutes sensitivo a la distribucioacuten general de viejas estrellas mientras que por su parte el filtro Hα destaca los sitios de estrellas joacutevenes donde forman regiones
Es importante tener presente en estos estudios que lo fotones ultravioletas por debajo de una longitud de onda de λ = 912 Aring tienen la suficiente energiacutea como para ionizar el hidroacutegeno quitando al electroacuten Eventualmente el electroacuten se recobra pero dado que el gas interestelar tiene una muy baja densidad el proceso de recuperacioacuten puede durar horas Las estrellas maacutes caliente son las fuentes emisoras de fotones UV por excelencia necesario para ionizar el gas Estrellas como las de los tipos O o B y tambieacuten las enanas blancas son las principales a considerar Las temperaturas que se pueden dar en las estrellas O o B va desde 11000 a los 50000 ordm C mientras que las enanas blancas pueden alcanzar cifras bastante mayores en la temperatura de su superficie El mecanismo que conduce a las liacuteneas de emisioacuten es la recombinacioacuten como lo podemos apreciar en el graacutefico que
vamos a insertar maacutes abajo Las importantes a considerar entre otras son Hα a 6563 Aring [NII] a 6583 Aring [OII] a
3726 y [OIII] a 4959 y 5007 Aring
Figura 03040302- Los grafos muestran el espectro de una tiacutepica nebulosa planetaria NGC 1501 y muestran muchas estrechas liacuteneas de emisioacuten de H C O y HeFuente Stanghellini Kaler y Shaw AampA 291 604
En el graacutefico de la figura 03040302 se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes ldquo[ ]rdquo que estaacuten indicando que se trata de liacuteneas conocidas normalmente como ldquoprohibidasrdquo ya que pueden ser observadas solamente bajo condiciones de una muy deacutebil densidad En laboratorio los plasmas que se usan en las investigaciones son generalmente de tan alta densidad que ese tipo de liacuteneas son inobservables ya que se generan de energiacuteas producidas a nivel de la superficie de la Tierra y por ello comportan una alta estabilidad y un largo curso de vida Para los astrofiacutesicos que orientan sus trabajos de investigacioacuten para dilucidar las formas en que nacen las estrellas las liacuteneas de emisioacuten constituyen un excelente medio para obtener diagnoacutesticos sobre las condiciones fiacutesicas del gas aglomerado en las nebulosas planetarias En efecto en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las liacuteneas son
termosensibles mientras que los [ O II ] y [ S II ] entre 6716 y 6731 Aring son maacutes sensibles a la densidad del electroacuten Lo anterior es debido a que las uacuteltimas de las liacuteneas son emitidas a diversos niveles pero con casi la misma energiacutea de excitacioacuten Lo importante es que el cociente que se obtenga sea un diagnoacutestico del proceso de las excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se estaacute estudiando Ahora en cuanto los plasmas que se pueden hallar a estaacutendares terrestres resultan bastante delgados con densidades de partiacuteculas que van desde los 10 a los 106 cm-3
Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en las nebulosas planetarias las observaciones que se efectuacutean en longitudes de ondas de radio ya que en esas frecuencias estas regiones del espacio emiten tiacutepicas radiaciones bremsstrahlung lo que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes del gas de las correspondientes nubes
Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
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matemaacuteticamente pero gracias a algunos cuantos esto esta por caer y los ciegos guiacuteas de ciegos estaacuten por ser avergonzadosCon este artiacuteculo mostraremos en una forma sencilla como estas ensentildeanzas erroacuteneas no tienen fundamento ya que esto es evidente en las cosas visibles y con los pocos conocimientos que la historia nos ha proporcionado hasta el diacutea de hoy La fiacutesica moderna esta enfrascada en poder consolidar en una sola ecuacioacuten las verdades del universo pero esto no es posible ya que los fundamentos son erroacuteneos y por lo tanto no es posible consolidar todo en una sola ecuacioacuten
El presidente Barack Obama daraacute una sorpresa al mundo antes de que termine su mandato y esta conmocionara al mundo cientiacutefico y lo marcara positivamente en los anales de la historia
Articulo
Los resuacutemenes de este articulo estan escrito en una forma simple para que cualquier persona con o sin conocimientos en materia de fiacutesica pueda comprenderlo en forma sencilla sin formulas matemaacuteticas poniendo como ejemplo cosas conocidas de todos universalmente
Estrellas
Formacioacuten de las estrellas
La mayoriacutea de los astrofiacutesicos creen que en la gran explosioacuten que fue el origen del universo soacutelo se formaron
elementos ligeros como hidroacutegeno y helio con un poco de deuterio y de litio pero no elementos quiacutemicos pesados Los astrofiacutesicos llaman a estos primeros elementos laquoelementos primordialesraquo para diferenciarlos de los elementos que se sintetizaron posteriormente en los hornos nucleares del interior de las estrellas o en explosiones de supernovas En un principio el universo era soacutelo gas de helio e hidroacutegeno primordiales Las estrellas vinieron
despueacutes cuando se condensoacute el gas para formarlas Las primeras estrellas no pueden haber tenido elementos pesados simplemente porque no los habiacutea A esas estrellas laquopurasraquo (que son hipoteacuteticas porque nadie ha visto nunca ninguna) se les llama estrellas de poblacioacuten III Pero esas estrellas primordiales realizaron una importante tarea preparando los primeros elementos maacutes pesados como carbono y nitroacutegeno a partir de los ligeros como el hidroacutegeno y el helio mediante transmutacioacuten y combustioacuten nuclear Cuando las estrellas de poblacioacuten III murieron en explosiones espectaculares se esparcioacute en el espacio interestelar toda su produccioacuten de elementos pesados Estos raros elementos pesados acabaron con el tiempo en las estrellas maacutes viejas observadas hasta hoy las de poblacioacuten II Estas a su vez fabricaron maacutes elementos pesados que vertieron posteriormente en el espacio y que acabaron en las estrellas maacutes joacutevenes de poblacioacuten I Estos elementos pesados del medio interestelar de polvo y gas que ocupa el espacio que se extiende entre las estrellas tienden a agruparse cuando chocan los aacutetomos formando diminutos corpuacutesculos de polvo del tamantildeo de una cienmileacutesima de centiacutemetro Estos diminutos granos de polvo se congregan en las nubes oscuras y grumosas de los medios interestelares de los brazos en espiral de la galaxia que es donde nacen nuevas estrellas Mediante un proceso grandioso de reciclaje se forman estrellas nuevas del material de las estrellas muertas Pero iquestcoacutemo nacen exactamente las estrellas Hemos mencionado anteriormente que nunca hemos llegado a ver coacutemo nace una estrella Pero como lo hemos venido estudiando estamos convencidos que las estrellas nacen en el seno de densas nubes de polvo y gas que hay en los brazos espirales de las galaxias unas nubes tan densas que la luz visible no puede atravesarlas Ese convencimiento pese a que ha sido imposible hasta ahora observar siquiera el nacimiento de una estrella es el producto de los avances que se han alcanzado en el desvelamiento de ese proceso tan complejo Quedan muchiacutesimas incoacutegnitas porque en el nacimiento de las estrellas se producen muchos tipos de interacciones fiacutesicas pero la mayoriacutea de los astrofiacutesicos confiacutean en que pronto dispondremos de una teoriacutea completa
En este mismo capiacutetulo III hemos estudiado que en el espacio que se extiende entre las estrellas hay un medio interestelar en movimiento compuesto de gas (aacutetomos y moleacuteculas independientes) y de polvo (pequentildeos granos de materia) El medio interestelar es muy sutil (tan soacutelo constituye todo eacutel un 5 por ciento de la masa galaacutectica) pero se concentra en determinados puntos Han sido varios los sateacutelites que juntos al HST han ido revolucionando nuestra visioacuten de este medio interestelar Las mediciones que se han venido efectuando del espectro de luz en la regioacuten ultravioleta muy lejana una radiacioacuten que no puede atravesar la atmoacutesfera terrestre y que soacutelo puede captarse por encima de ella Mediante los datos que se han logrado reunir los astroacutenomos han venido descubriendo la gran abundancia de moleacuteculas y aacutetomos diversos en el medio interestelar su temperatura y muchas otras caracteriacutesticas Por otra parte la astronomiacutea infrarroja ha jugado un rol importantiacutesimos para que el convencimiento del cual hemos estado hablando se vaya asentando cada vez maacutes en el pensamiento de la mayoriacutea de los astrofiacutesicos En la actualidad no existen casi dudas de que muchos de los objetos infrarrojos maacutes interesantes estaacuten asociados con la formacioacuten de las estrellas Se considera asiacute dado que se tiene la certeza de que las estrellas son formadas como lo hemos mencionado por nubes de gas y polvo que se colapsan por su propia gravedad Al colapsarse la nube gaseosa aumenta su densidad y su temperatura y se hace maacutes caliente y densa en su centro que es donde con el tiempo surgiraacute la nueva estrella El objeto formado al centro de la nube colapsada que luego se convertiraacute en estrella se denomina protoestrella Como las protoestrellas estaacuten rodeadas de gas y polvo es difiacutecil detectarlas como luz visible Las ondas visibles que emite son absorbidas por la materia que la rodea Soacutelo en las fases evolutivas maacutes avanzadas cuando la protoestrella alcanza maacutes temperatura y su radiacioacuten despeja gran parte del material adyacente la nueva estrella puede ser detectada como luz visible Hasta entonces las protoestrellas soacutelo se pueden detectar como luz infrarroja La luz de la protoestrella es absorbida por el polvo que la rodea el cual se calienta e irradia en el infrarrojo Los estudios de las regiones de formacioacuten de las estrellas nos daraacuten informacioacuten clave sobre coacutemo nacen las estrellas y en consecuencia acerca de la formacioacuten de nuestro propio sol y de nuestro sistema solar Un acontecimiento de suma importancia para la astronomiacutea infrarroja fue el lanzamiento del IRAS el 25 de enero de 1983 Este sateacutelite levantoacute un mapa infrarrojo completo del firmamento Su telescopio recorriacutea dos veces cada siete meses todo el cielo Su misioacuten principal consistiacutea en examinar los puntos calientes en los que los astroacutenomos sospechaban que se formaban las estrellas El sateacutelite localizoacute docenas de fuentes de radiacioacuten infrarroja en la nebulosa de la Taraacutentula localizada en la Gran Nube de Magallanes una galaxia proacutexima Algunas de estas radiaciones pueden deberse a interacciones de joacutevenes estrellas con el denso polvo que las rodea Otras pueden ser auteacutenticas protoestrellas posibilidad que entusiasma a los astroacutenomos
El sateacutelite IRAS catalogoacute millares de condensaciones calientes y densas dentro de las nubes de gas y polvo que podriacutean ser regiones de formacioacuten de las estrellas Arriba se incluyen dos imaacutegenes del IRAS la constelacioacuten de Orioacuten (izquierda) en la cual existen varias regiones de formacioacuten estelar activa y la nube Rho Ophiuchi (derecha)
Ahora bien para responder exactamente a la interrogante que nos formulamos al principio de la paacutegina habremos de recurrir a los astrofiacutesicos teoacutericos y a sus modelos computarizados Como lo hemos mencionado y lo veremos en las siguientes secciones los astrofiacutesicos teoacutericos elaboran sus modelos sobre la formacioacuten de las estrellas sostenieacutendose en gigantescos complejos de nubes moleculares las cuales al fragmentarse por los efectos de la gravedad se empiezan a formar bolas de gas y polvo cuyo proceso lo conocimos en la seccioacuten 0302 Cuando esas bolas se han contraiacutedo hasta alcanzar el tamantildeo del sistema solar su temperatura habraacute alcanzado ya los 1000deg C es decir por encima del punto de fusioacuten de los metales Transcurridos unos 100000 antildeos despueacutes de iniciarse la contraccioacuten la masa que se encontraba aglomerada al principio del proceso seguacuten algunos modelos confiables se aglutina dentro de un espacio que no es mayor que el que ocupa la Tierra con su oacuterbita y su temperatura seriacutea de cientos de miles de grados Lo anterior dariacutea como resultado un objeto astronoacutemico que auacuten no es una estrella pero siacute tiene nombre laquoprotoestrellaraquo
Una vez que se forma la protoestrella eacutesta sigue evolucionando en un proceso que dura unos diez millones de antildeos durante el cual sigue contrayeacutendose y calentaacutendose hasta que comienza a desprenderse a traveacutes de su laquoviento estelarraquo del polvo y gas que la rodea cambiando su denominacioacuten primaria por el de estrella T-Tauri A estas laquoestrellasraquo se les ha logrado identificar dado el hecho de que el polvo caliente que auacuten permanece en su alrededor irradia en el infrarrojo Ademaacutes se ha logrado establecer evidencias de que el gas y polvo remanente que las circunda forman discos giratorios que podriacutean corresponder al inicio de sistemas planetarios
Las ilustraciones de la figura de arriba corresponden a una protoestrella (izquierda) y a una estrella T- Tauri (derecha) En la primera de las nombradas el artista intenta representar a una protoestrella durante su proceso evolutivo en que va desprendieacutendose del polvo y gas que la rodea La segunda representa a una activa T-Tauri naciente de un tamantildeo de dos a cinco veces el del Sol
entre erupciones bajo la tensioacuten de su propia contraccioacuten arrojando llamaradas gigantescas curvadas prominencias (en blanco) y un ondeante viento estelar (en amarillo)
La conducta de una T-Tauri es poco convencional para una estrella e imprevisible salvo que la comparemos con los comportamientos infantiles ya que su edad fluctuacutea entre los cien mil a un milloacuten de antildeos poco para una estrella Las T- Tauri tienen unos espectros de emisioacuten ricos complejos y con frecuencia anoacutemalos Con certeza se hallan rodeadas de gas caliente y de chorros luminosos de materia que aumentan la dificultad de interpretar los procesos fiacutesicos que en ellas se producen Las T-Tauri son desconcertantes por la diversidad de caracteriacutesticas extrantildeas como las mencionadas una diversidad que cuando se llegue a comprender nos ayudaraacute a entender esas estrellas bebes y extrantildeas y los gases que las acompantildean
Modelo de formacioacuten de estrellas
Existen hoy diacutea varios modelos astrofiacutesicos en boga que han sido formulados para tratar de explicar el proceso de
formacioacuten de estrellas La seleccioacuten para realizar una difusioacuten de alguno de ellos no es faacutecil Por ello aquiacute vamos a describir a aquellos que al subscrito le parecen que podriacutean estar maacutes cercanos a ser viables Entre ellos comenzaremos por los que propugnan dos desenlaces posibles del proceso de contraccioacuten de una nube dependiendo entre otras cosas de la cuantiacutea inicial de momento angular Una posibilidad es que el gas y el polvo que se contraen formen dos estrellas que orbiten entre ellas lo que se denomina sistema binario La otra posibilidad es que soacutelo se forme una estrella distribuyeacutendose el momento angular en un sistema planetario auxiliar Si estos modelos son correctos la mitad de las estrellas de nuestra galaxia dado que son binarias seguacuten las observaciones no tendriacutean planetas acompantildeantes mientras que la otra mitad (las estrellas individuales) probablemente siacute tengan sistemas planetarios Esta conclusioacuten (que todas las estrellas individuales tienen planetas) se basa en complicados datos del proceso de transferencia del momento angular en el interior de la nube de gas que auacuten no comprendemos a cabalidad Algunos astrofiacutesicos creen que durante la formacioacuten de la estrella el momento angular puede ser transferido al viento estelar siendo por tanto el de los planetas y su formacioacuten independiente
Sin embargo y dada esas
complicaciones muchos astrofiacutesicos teoacutericos creen que en el nacimiento de una estrella individual como nuestro Sol hay un disco de materia de desecho que gira a su alrededor lo mismo que la clara de un huevo frito rodeando a la yema A ese posible disco se le ha denominado laquonebulosa solarraquo y es de ella desde donde posteriormente se formaron los planetas del sistema solar Pero los problemas matemaacuteticos que plantea la elaboracioacuten de modelos teoacutericos de la nebulosa solar resultan especialmente difiacuteciles porque no hay datos de observacioacuten que orienten a quien construye el modelo Hasta ahora y pese a la gran cantidad de exoplanetas descubiertos nadie ha visto maacutes que un sistema planetario al final de su etapa de formacioacuten el nuestro Pero si hemos de creer en estos modelos de la nebulosa solar los planetas se habriacutean formado cuando la materia del disco comenzoacute a condensarse y a formar grumos Los grumos maacutes grandes acumularon auacuten maacutes fragmentos de materia Seguacuten una teoriacutea el cinturoacuten de asteroides que existe entre Marte y Juacutepiter es una coleccioacuten de grumos que no llegaron a condensarse para formar un auteacutentico planeta Cuando el Sol entroacute en ignicioacuten emitioacute un viento gigantesco que esparcioacute todos los fragmentos que no formaban cuerpos suficientemente grandes tales como lunas y planetas
Pereciese dado los hallazgos de exoplanetas orbitando estrellas que esa descripcioacuten del origen del sistema solar se acercariacutea a la que puede ser la correcta y que los sistemas planetarios seriacutea tan comunes al menos en estrellas semejantes al Sol que es una estrella individual tiacutepica Los datos procedentes de sondas enviadas a los planetas asiacute como las naves que han orbitado a algunos de ellos nos diraacuten mucho maacutes en los proacuteximos antildeos sobre el origen
Una representacioacuten de formacioacuten estelar a partir de una nube de gas y polvo que se contrae por la gravitacioacuten La gigante nube se fragmenta en grumos que a su vez volveran a fragmentarse Uno de estos grumos sigue rotando y contrayeacutendose durante millones de antildeos Final mente se formaraacute un cuacutemulo estelar de algunos cientos de estrellas (un resultado posible) En los momentos que las estrellas comenzaron su ignicioacuten disipan las nubes restantes Estos nacimientos estelares van acompantildeados de chorros de materia que lanzan las nuevas estrellas cuyo origen de ser asiacute lo ignoramos auacuten
de nuestro sistema solar Pero no hay que esperar soluciones raacutepidas Pese a los aterrizajes tripulados en la Luna las rocas lunares traiacutedas a la Tierra y los datos selenoloacutegicos todaviacutea no estamos seguros del origen de la Luna y auacuten menos del origen del sistema solar Hasta ahora solamente tenemos certeza sobre el incremento del nuacutemero de sateacutelites orbitando a los grandes planetas gaseosos asiacute como de caracteriacutesticas de sateacutelites anteriormente conocidos de Juacutepiter y Saturno que han sido clarificadas por las misiones Galileo y Cassini respectivamente El estudio teoacuterico de la nebulosa solar el disco plano de materia que rodeaba al Sol primigenio no es maacutes que un ejemplo especiacutefico de un fenoacutemeno astrofoacutesico general el de los laquodiscos de acrecioacutenraquo Los anillos que rodean Saturno son otro ejemplo de disco de acrecioacuten y quizaacute lo sean tambieacuten la disposicioacuten de las estrellas de una galaxia discoidal Los agujeros negros y las estrellas de neutrones deben estar rodeados tambieacuten de un disco de gas caliente y parece probable que cuando el gas cae en el agujero o en la estrella haya una emisioacuten de sentildeales energeacuteticas En circunstancias especiales la materia tipo gas o polvo tiende sin duda a formar un disco semiestable alrededor de un objeto de masa enorme El estudio matemaacutetico de los discos de acrecioacuten acabaraacute permitieacutendonos comprender de un modo maacutes exacto no soacutelo el origen del sistema solar sino tambieacuten esas desconcertantes que nos llegan desde lo maacutes profundo del espacio
Por lo que hemos logrado conocer de las estrellas a traveacutes de la observacioacuten la impresioacuten que se tiene es de que aproximadamente la mitad de ellas que estaacuten cerca de nosotros tienen una o maacutes compantildeeras andan emparejadas o agrupadas Algunas viven formando triacuteos y hasta cuartetos Las binarias han sido estudiadas bastante extensamente Algunas de ellas en que las estrellas orbitan muy proacuteximas se denominan laquobinarias de contactoraquo pues efectivamente se tocan intercambiando grandes cantidades de masa estelar y ni que hablar de las que son maacutes pequentildeas Recientemente el sateacutelite de rayos X Chandra descubrioacute a dos estrellas enanas blancas orbitando una de la otra cada cinco minuto lo que implica que la distancia que las separa no es maacutes de 80500 km praacutecticamente una quinta parte de la distancia de la Tierra hacia la Luna Lo anterior incrementa la desconcertacioacuten de los astrofiacutesicos ya que por muchos antildeos los ha tenido laquode cabezaraquo el hecho de que miembros de grupos binarios pareciesen tener edades muy distintas Despueacutes de todo si habiacutean nacido al mismo tiempo de la misma nube de gas habriacutean de tener la misma edad Pero si las dos binarias intercambian masa durante su evolucioacuten su edad aparente puede ser muy distinta dado que si a una estrella se le sustrae o antildeade masa puede cambiar su edad aparente La observacioacuten de binarias de contacto y los modelos de computacioacuten confirmaron estos mecanismos de intercambio
Los datos obtenidos por el Chandra en observaciones de rayos X (graacutefico arriba a la izquierda) del sistema binario J08063+1527 (o J0806) muestran que las intensidades de la radiacioacuten variacutean en periacuteodos de 3215 segundos Lo anterior implica que J0806 es un sistema binario de estrellas de enanas blancas que orbitan entre ellas aproximadamente cada 5 minutos lo que deja establecido que se encuantran una de la otra a una distancia muy corta
En los uacuteltimos antildeos se ha observado un creciente aumento de la capacidad para las observaciones astronoacutemica de alta resolucioacuten para los estudios de momentos angulares en todas las longitudes de onda desde rayos X a radio El empotramiento en la Tierra de grandes telescopios y la colocacioacuten en el espacio de sateacutelites todos ellos equipados con tecnologiacuteas de punta tato oacutepticas como interferomeacutetricas nos estaacute permitiendo que exploremos al universo con una capacidad para obtener pormenores para su estudio sin precedentes Con esa implementacioacuten para la observacioacuten de alta resolucioacuten se abren las perspectivas para lograr avances significativos para entender una amplia gama de fenoacutemenos coacutesmicos En detalle las altas resoluciones en las observaciones angulares que se estaacuten alcanzando han comenzado a desempentildear un papel vital en los estudios de los procesos de formacioacuten de las estrellas proporcionando cantidades de elementos de contrastacioacuten con las teoriacuteas circulantes dentro del entorno de los fiacutesicos y astrofiacutesicos como asimismo proporcionar argumentos para formular nuevos modelos Por ahora no sabemos si el modelo sobre la formacioacuten de estrellas que hemos descrito anteriormente tiene aciertos o deberiacutea ser definitivamente arrinconado pronto se sabraacute
Dentro del aacutembito de la astrofiacutesica y tambieacuten de la cosmologiacutea una de las teoriacuteas en boga maacutes concurrida para
citarla con respecto a la formacioacuten de las galaxias en el universo se fundamenta en el modelo conocido como The Laboratory for Cosmological Data Mining (LCDM) En esa teoriacutea se asume que el componente dominante del universo estaacute formado por la materia oscura la cual se cree que consiste ndashprobablemente en su mayor porcentajendash en materia no barioacutenica elementos dominantes seriacutean partiacuteculas elementales no conocidas hasta ahora Por lo que se ha podido observar del universo la materia barioacutenica constituiriacutea solamente un 13 del total de sus
componentes lo que implica que el resto del universo estariacutea compuesto mayoritariamente por un Ω constituido por una constante cosmoloacutegica que no desaparecioacute en el tiempo Una densidad de vaciacuteo que domina con creces las densidades combinadas de energiacutea producida por materia y bariones oscuros Lo anterior ha sido sugerido con rasgos de mucha consistencia en las observaciones de supernovas distantes o extragalaacutecticas Durante las dos uacuteltimas deacutecadas del siglo XX y los antildeos transcurridos de eacutesta del 2000 las simulaciones computarizadas sobre los incrementos gravitacionales observados basados en el modelo LCDM han ayudado significativamente a poder entender el proceso de formacioacuten y las caracteriacutesticas de los halos galaacutecticos tan bien como su distribucioacuten y movimiento en el espacio Tanto es asiacute que comparativamente con otros se trata de un proceso sobre la formacioacuten de la estructura coacutesmica que se puede decir que se entiende y conoce bien Sin embargo las simulaciones cosmoloacutegicas que intentan incluir en ellas la formacioacuten de las estrellas con el objeto de poder realizar comparaciones directas con las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias observadas han resultado bastante difiacuteciles de llevar a cabo a buen teacutermino y por lo tanto sigue siendo una cuestioacuten teoacuterica muy incierta Uno de los referentes problemaacuteticos que asaltan en esos estudios de simulaciones computarizadas es el excedente de radiacioacuten friacutea del gas coacutesmico lo que hace aparecer a las galaxias simuladas muchiacutesimo maacutes luminosas que las observadas desde el propio universo Se piensa que para que ello ocurra debe existir un error importante en los modelos astrofiacutesicos formulados sobre la formacioacuten de las estrellas y sus procesos asociados a sus retrocciones Se ha considerado que ese excesivo enfriamiento que aparece en los computadores guardariacutea relacioacuten con errores teoacutericos sobre la retroaccioacuten como los que pueden producir las explosiones de supernovas o de incorrecciones en las precisiones formuladas sobre los vientos estelares El problema fundamental radica en que todaviacutea no hemos logrado conocer bien la naturaleza fiacutesica de la regeneracioacuten como asimismo en las dificultades matemaacuteticas que se tienen para intentar modelarlos dentro de simulaciones
Velocidad del gas en una galaxia en formacioacuten pequentildea Debido a que el gas se enfriacutea un disco centriacutefugo apoyado se convierte en el centro del halo galaacutectico cuyos bordes los podemos apreciar en las figuras insertadas arriba En el creciente disco gaseoso la formacioacuten de las estrellas produce un viento galaacutectico de gran alcance que se puede escapar de la galaxia
Sin embargo en un estudio realizado en el antildeo 2002 en el departamento de astrofiacutesica del Instituto Max Planck los astrofiacutesicos Springel y Hernquist propusieron un nuevo modelo de simulaciones computarizadas para estudiar la formacioacuten de estrellas En este modelo se intenta explicar la regulacioacuten de la formacioacuten de estrellas por supernovas en los medios interestelares densos (MID) Los cientiacuteficos usando un meacutetodo de anaacutelisis para la fiacutesica de MID del tipo sub-resolucioacuten lograron soslayar con su modelo varios de los problemas matemaacuteticos que usualmente aparecen en este tipo de estudios Tambieacuten ellos por primera vez lograron insertar en las simulaciones una novedosa descripcioacuten para los procesos de retroaccioacuten que efectuacutean los vientos galaacutecticos En los cuadros que hemos fijado en la figura de arriba se muestra los campos de velocidad del gas durante la formacioacuten del disco galaacutectico cuando el viento es incluido en las simulaciones En ese trabajo se demuestra que en las pequentildeas galaxias el viento se puede realmente escapar de ellas transportando el gas y los elementos pesados que fueron sintetizados por estrellas ubicadas fuera de la galaxia Por ello en esos casos la cantidad de gas que queda disponible en la galaxia para la formacioacuten de estrellas llega a ser muy pequentildea No obstante y a pesar de este significativo efecto sobre la luminosidad del disco de formacioacuten sus caracteriacutesticas morfoloacutegicas siguen siendo constantes en las galaxias espirales observadas como lo podemos apreciar en las figuras que insertamos a continuacioacuten
Proyecciones de la densidad de la luminosidad estelar de las galaxias espirales formuladas en simulaciones en las cuales se incluye el viento galaacutectico A la izquierda se muestra a una pequentildea galaxia de una masa total de 1010 mientras que a la izquierda se presenta a una galaxia de una msa 100 veces mayor En ambos casos la morfologiacutea del disco estelar de formacioacuten es absolutamente semejante al de las galaxias espirales observadas
En las galaxias pequentildeas los vientos galaacutecticos adquieren una influencia significativa en la escasa formacioacuten de estrellas ya que de ellas se pueden escapar de la gravedad de sus progenitores los halos de materia oscura Sin embargo los vientos cuando se trata de grandes galaxias son confinados de manera tal que en esos sistemas no juegan un rol significativo para impedir formaciones estelares numerosas En consecuencia se puede pensar que la retroaccioacuten por vientos soacutelo reduce la actividad de la formacioacuten de estrellas en galaxias pequentildeas lo que lleva a coincidir entre las observaciones y las predicciones del modelo LCDM Lo anterior es lo que incentiva a que en la actualidad los vientos galaacutecticos reciban bastante atencioacuten en los estudios teoacutericos Pero ademaacutes los vientos producen otro efecto interesante que es el de transportar los metales a traveacutes del medio intergalaacutectico lo que potencialmente explica porqueacute los elementos pesados se observan en los gases de baja densidad que residen en los espacios intergalaacutecticos como se ha detectado en estudios de liacuteneas espectrales de quaacutesares
La figura de arriba ilustra las diversas simulaciones cosmoloacutegicas que se utilizaron para estudiar la formacioacuten de galaxias en el universo Cada una de las series fueron desarrolladas con distintas dimensiones usando en ello una gama de diversas resoluciones matemaacuteticas En aquellas que aparecen maacutes grandes se insertaron en ellas maacutes de 68 millones de partiacuteculas Combinando los resultados de las distintas series se desarrolloacute un by pass que permite efectuar simulaciones con una gama de posibilidades que permiten estudiar a traveacutes de computacioacuten cualquier tipo de formacioacuten de estrellas en cualquiera de las configuraciones galaacutecticas
En la formulacioacuten del modelo LCDM la formacioacuten de las galaxias son las fundaciones astrofiacutesica que lo sostienen En el espacio primero se van formando pequentildeos objetos que gradualmente por efectos gravitatorios se van fusionando unos con otros para luego convertirse en masivas galaxias Las predicciones matemaacuteticas que se puede obtener para poder establecer una tasa aceptable de formacioacuten de estrellas en el universo son particularmente desafiantes en este modelo ya que establecer el nuacutemero de ellas que se forman en las galaxias requiere que las simulaciones lo resuelvan dentro de un proceso de creacioacuten simultaacutenea en todas aquellas escalas que aparecen como relevantes Es decir se formariacutean en un laquopariacute pasoraquo galaxias y estrellas Esto implica una demanda dinaacutemica substancial para todas las simulaciones Ademaacutes como ya lo hemos mencionado el efecto de retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos es significativamente importante en las galaxias pequentildeas lo que implica incrementar las dificultades en la obtencioacuten de cifras aterrizadas fijadas en los objetivos de dichas simulaciones consideraacutendose el hecho que esas galaxias se encuentran en los liacutemites de las resoluciones En consecuencia y dada esa dificultad no queda maacutes que computar considerando al efecto de retroaccioacuten de los vientos como un elemento constringente en la formacioacuten de estrellas dentro de pequentildeas galaxias De hecho en las simulaciones de este modelo la resolucioacuten total requerida no llegue a un volumen lo suficientemente satisfactorio que sea representativo para el universo observado y maacutes No se espera que en los proacuteximos antildeos los avances en informaacutetica puedan mejorar mucho esta situacioacuten Sin embargo como no estaacute inserto dentro del espiacuteritu de un cientiacutefico quedarse ahiacute Springel y Hernquist han podido soslayar en gran medida este problema En las figuras que fijaremos a continuacioacuten de este paacuterrafo se ilustra esquemaacuteticamente las simulaciones que desarrollaron esos cientiacuteficos en un Linux-Cluster del Center for Parallel Astrophysical Computing at Harvard-CfA Usando una de las secuencias con medidas asociadas a traveacutes de un especial anaacutelisis teacutecnico pudieron extender la gama dinaacutemica del modelo matemaacutetico para la formacioacuten de las galaxias llegando a alcanzar un rango dinaacutemico cercano a las 18 decenas en masas Tambieacuten para cada tamantildeo de series realizaron extensos estudios de las resoluciones lo que permitioacute obtener pruebas confiables de convergencias matemaacuteticas para cada una de las series
Ilustracioacuten computarizada de galaxias consideraacutendose un alto corrimiento al rojo A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas rodeando a una de las primeras estrellas que se forman en una de las galaxias En la simulacioacuten se considera al universo con una edad de un milloacuten de antildeos Los densos puntos blancos sentildealan a las galaxias que estariacutean en un proceso de formacioacuten de estrellas el las cuales el viento se conduce a traveacutes del medio intergalaacutectico Esos vientos son los que forman las burbujas de gas caliente que se aprecia a la derecha como se refleja en el graacutefico de temperatura que comporta la ilustracioacuten
En un fuerte corrimiento al rojo la primera estrella que se forma en las galaxias comienzan a emitir violentas emanaciones hacia el medio intergalaacutectico seguacuten lo que se puede apreciar en la ilustracioacuten de arriba Ahora cuando los vientos galaacutecticos son detenidos por colisiones ello conduce a que se formen burbujas en los MIG los cuales se llenan de un enriquecido gas metaacutelico caliente En consecuencia los vientos galaacutecticos pueden jugar un importante rol para entender el enriquecimiento en metales que se ha observado en gases galaacutecticos de baja densidad Centraacutendonos en las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias posiblemente esos vientos quizaacutes sean los causantes de las bajas tasas de formacioacuten de estrellas en las pequentildeas galaxias Sin la existencia de los vientos las galaxias no llegariacutean a un excesivo enfriamiento y seriacutean substancialmente maacutes brillantes como lo podemos observar en las figuras que a continuacioacuten insertamos
Galaxias en proceso de formacioacuten A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas en los momentos en que la densidad coacutesmica de formacioacuten de estrella se halla cerca de su maacuteximo A la derecha se muestra un close-up de una de las maacutes masivas galaxias que se ha formado hasta ahora en la cual los colores anaranjados muestran a las estrellas mientras que el azul representa al gas
En los graacuteficos que siguen a continuacioacuten se muestran las predicciones obtenidas a traveacutes del modelo compuesto de simulaciones que hemos estado describiendo para la formacioacuten de estrellas en funcioacuten del corrimiento al rojo y de tiempo acumulativo La densidad de la formacioacuten de estrellas se predice en su maacuteximo para un universo joven con un corrimiento al rojo del orden de Ζ = 55 Para la mitad de las estrellas se pronostica que se encontraban en puntos galaacutecticos del espacio hace ya maacutes de 10 mil millones de antildeos La fraccioacuten total de bariones producidos en las muertes de estrellas se considera cerca de un 10 lo que coincide con los datos de las observaciones Sin la inclusioacuten del viento galaacutectico el nuacutemero de bariones habriacutea sido substancialmente maacutes alto lo que seriacutea inconsistente con las observaciones
Historia de la formacioacuten coacutesmica de las estrellas en funcioacuten del tiempo El graacutefico de la izquierda muestra la evolucioacuten de la tasa de densidad en la formacioacuten de estrella en funcioacuten del corrimiento al rojo Los grafos azules corresponden a mediciones de las simulaciones mientras que las liacuteneas son ajuste analiacuteticos de los
resultados El maacuteximo de actividad para la formacioacuten de estrellas estariacutea dada por un corrimiento al rojo de Ζ = sim 55 para un tiempo de mil millones de antildeos de vida del universo En el graacutefico de la derecha se muestra a una fraccioacuten de estrellas de la eacutepoca actual que son maacutes vieja que la edad estimada en el estudio Se puede apreciar que sobre la mitad de las estrellas hoy diacutea tienen una edad que supera los 10 mil millones de antildeos
Quizaacutes el estudio que acabamos de describir sea uno de los maacutes confiables para predecir en el presente la formacioacuten de estrellas en un alto corrimiento al rojo Ello fue posible de concretar combinando la capacidad de procesamiento de supercomputadores modernos con un sofisticado modelo de la fiacutesica para gases radiactivos casi friacuteos formacioacuten de estrellas enriquecimiento de metales y de la retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos y de supernovas Estas simulaciones naturalmente son un paso maacutes para llegar a un conocimiento acabado sobre la evolucioacuten coacutesmica de la formacioacuten de las estrellas Estaacute claro que contiene mucha maacutes informacioacuten sobre el proceso de formacioacuten de las galaxias sobre las caracteriacutesticas del gas galaacutectico y el espacio entre ellas Pero dando pasos se construye la ciencia y si se compara la informacioacuten que se ha obtenido en estas simulaciones con datos detallados de observaciones es posible hacer progresos adicionales para entender mejor la formacioacuten cosmoloacutegica de las galaxias
Aquiacute todaviacutea nos queda pendiente profundizar auacuten maacutes sobre lo que se ha conseguido hasta hoy sobre la formacioacuten de las estrellas Los modelos astrofiacutesicos que hemos descrito son bastante consistentes con las observaciones y la intuicioacuten de quienes se han laquoentretenidoraquo en formularlos De todas maneras esto no queda como lo uacutenico que hasta ahora se puede exponer sobre el tema ya que en la siguiente seccioacuten vamos a incrementar los conceptos sesudos al respecto
Como maacutes de una vez ya expresamos las estrellas se forman y nacen de nubes de materia de gas y polvo que se
aglutina en los medios interestelares (MI) que se hallan por todo el universo En la actualidad se han logrado catalogar a unas 6000 de esas nubes de las cuales algunas alcanzan dimensiones diametrales que bordean los 300000 al (antildeos luz) y masas que fluctuacutean en torno entre 200000300000 veces la del Sol Estaacuten compuestas principalmente de hidroacutegeno amoniaco agua acetileno formalina silicatos carbono etc Ahora estas nubes no soacutelo almacenan los componentes para formar una estrella (o cientos de miles) sino que ademaacutes contienen los elementos necesarios para que en esos lugares coacutesmicos se puedan desarrollar masas planetarias Se trata de
estructuras bastante estables ya que sus sistemas gravitatorios se muestran en general estabilizados salvo cuando son inferidos por alguna interferencia perturbadora como puede ser el caso de la explosioacuten de una cercana supernova En efecto al explosionar una supernova en las cercaniacuteas de una nube interestelar eacutesta en vez de absorber las ondas de choque emitidas por el catastroacutefico evento estelar comienza a contraerse y colapsarse hacia el centro del sistema Al darse esa situacioacuten la energiacutea que se ha liberado en la explosioacuten comienza a calentar ese centro compactando auacuten maacutes la materia que se ha estado colapsando en el nuacutecleo la temperatura se incrementa sustancialmente lo que conlleva a que la radiacioacuten vaya siendo progresivamente cautivada En ese fenoacutemeno se ha producido el nacimiento de una protoestrella
Una vez conformada la protoestrella el siguiente paso que se da dentro del fenoacutemeno es la formacioacuten de una estrella Aunque nunca hemos visto en propiedad el nacimiento de una estrella ya que soacutelo podemos empezar a observarla cuando se enciende siacute nos atrevemos a describir que a partir de la nube originaria se crea un anillo que rodearaacute a la futura estrella y que la bombardearaacute por atraccioacuten enriquecieacutendola de materia hasta un liacutemite en que no podraacute seguir absorbiendo ese material Una vez alcanzada esa satisfaccioacuten estelar una gran parte de materia se escaparaacute a traveacutes de la perpendicular de entrada al disco y formaraacute lo que se denominan como jets bipolares o Herbig-Haro [HH] (materia que como sucede en los acontecimientos astrofiacutesicos es gatillada en pares en direcciones opuestas una por cada polo de ahiacute su nombre) que saldraacuten despedidos a velocidades superiores a los 1000 kms Luego la estrella que se acaba de formar seguiraacute un proceso bastante inestable hasta que alcance su madurez ya que en su nintildeez no dispone de de sistemas compensatorios y tampoco
ha iniciado sus reacciones nucleares
En la medida en que la estrella va asimilando materia atraiacuteda por la gravedad tambieacuten va incrementando su temperatura hasta llegar a tener entre 9 a 10 millones de grados en cuyo preciso momento comenzaraacute las reacciones nucleares la estrella se seguiraacute contrayendo hasta que la presioacuten y temperatura interna sean lo suficientemente grande como para poder compensar el sistema y lograr asiacute el estado de madurez (secuencia principal) mientras las radiaciones y el viento de protones y electrones expulsan a los elementos maacutes livianos del disco Y de darse ese fenoacutemeno esos elementos expulsados formaraacuten un disco circunestelar que podriacutea derivar en un sistema planetario como ocurrioacute en el caso del Sol
El Telescopio Espacial Hubble nos proporciona una detallada visioacuten de los procesos apopleacuteticos eructivos y dinaacutemicos que acompantildean las etapas finales de la formacioacuten de una estrellaEn las tres imaacutegenes de arriba se puede observar el derrumbe del disco circunestelar de polvo y gas que se forma durante el proceso de construccioacuten de una estrella y que a su vez proporciona los ingredientes para la formacioacuten de un sistema planetario En las imaacutegenes tambieacuten se puede apreciar a jets o chorros de gas caliente de varios sistemas embrionarios saliendo de las estrellas que se encuentran en las etapas finales de su formacioacuten
Una vez que la estrella arriba a su madurez se mantendraacute bastante estable por un periacuteodo de tiempo dependiendo del tamantildeo de su masa Pero como la masa es la propiedad maacutes importante de una estrella ello lo vamos a tratar maacutes adelante con cierta detencioacuten Por ahora seguiremos centrando nuestra atencioacuten en la formacioacuten de las estrellas Si bien no tenemos la posibilidad de poder ver como se embriona una estrella no obstante siacute sabemos que se forman de la materia del medio interestelar En consecuencia las zonas del espacio donde probablemente se formen una mayor cantidad de estrellas son aquellas en la que existe una mayor densidad dado que alliacute los aacutetomos y granos de polvo se encuentran maacutes concentrados permitiendo con ello que se ejerza una mayor fuerza de atraccioacuten gravitacional Pero tambieacuten es importante que en esos lugares exista una baja presioacuten del medio que facilite la presencia de bajas temperaturas
Los requisitos que hemos expuesto en el paacuterrafo anterior sobre las condiciones que deben reunir los espacios coacutesmicos para que se puedan formar estrellas se hallan fundamentalmente en las llamadas nebulosas oscuras En esas nubes del espacio se suelen dar condiciones con una densidad promedio en un rango
que va de 100 a 10000 partiacuteculas por cmsup3 (el promedio es de 01
a 20 partiacuteculas por cmsup3 y de temperaturas que no superan los 15deg K Una nebulosa oscura es una gran nube que se observa en el cielo como una pobre regioacuten de estrellas donde el polvo y los gases interestelares se hallan significativamente concentrados Pueden ser vistas si una parte de sus emisiones o reflexiones se oscurecen o como sucede con la nebulosa del Saco de Carboacuten
Nebulosa Oscura Saco de CarboacutenUna de las nebulosas maacutes conocidas por los habitantes del hemisferio sur Se sabe de ella desde que fue observada en 1499 por Vicente Yaacutenez Pinzoacuten cuando integraba la expedicioacuten de Hernando de MagallanesEl Saco del Carboacuten es una de las maacutes prominentes nebulosa oscura visible en los surentildeos cielos Es bien visible a simple vista y se parece a un oscuro y gran bancal de la Viacutea Laacutectea Se ubica con facilidad en la parte meridional de la conocida Cruz del Sur y oscurece y cubre unos 26 grados cuadrados del cielo con partes ubicadas en la constelacioacuten de La Mosca y otras en Centauro
(figura de la derecha) en que la luz de algunas de sus estrellas laquomaacutes viejasraquo ubicadas en las profundidades de la nube no es bloqueada por la materia interestelar Las nebulosas oscuras tienen formas bastante irregulares No tienen un liacutemite externo claramente definido y a veces adquieren formas como serpentinas enrolladas Cuando son grandes pueden ser observadas a simple vista asemejaacutendose a plantillas oscuras contrapuestas al fondo maacutes brillante de la Viacutea Laacutectea El hidroacutegeno que se halla almacenado en estas opacas y oscuras nubes se encuentra en estado molecular A las grandes nebulosas de este tipo se les conocen bajo el nombre de gigantes nubes moleculares (GNM o GMC) y su tamantildeo es un milloacuten de veces el del Sol En su interior contienen una gran cantidad de masa del medio interestelar
con una dimensioacuten de unos 150 al una densidad media que va de las 100 a las 300 moleacuteculas por cmsup3 y una temperatura interna que fluctuacutea entre los 7 y 15 grados K Las GNM estaacuten compuestas principalmente de gas y polvo pero ademaacutes contienen una cantidad importante de estrellas El nuacutecleo de esas nubes es invisible al ojo humano y es perceptible solamente a traveacutes de las emisiones de microondas emanadas de sus moleacuteculas constitutivas Esta radiacioacuten no es absorbida por el polvo y no escapa con facilidad de la nube El material que se encuentra almacenado en las GNM se agrupa en distintos tamantildeos con nubes que se ubican por debajo de las masas de las estrellas y los maacutes pequentildeos pueden medir hasta un antildeo luz (al)Esa nubes tambieacuten cuentan con su propio campo magneacutetico interno el cual les sirve de escudo de ayuda contra su propia gravedad Las GNM juegan un importante rol en la dinaacutemica de las galaxias En efecto cuando una estrella pasa cerca de una GNM la gravedad de eacutesta afectaraacute considerablemente a la oacuterbita de la estrella Al cabo de varios encuentros cercanos una estrella de mediana edad seraacute afectada significativamente en su direccioacuten y velocidad orbital alongando su oacuterbita desde la condicioacuten circular primaria heredada de la GNM como tienen las estrellas recieacuten nacidas Este fenoacutemeno es una herramienta de gran utilidad para los astroacutenomos para estimar las edades de las estrellas y estudiar la densidad del disco galaacutectico
Ahora profundizando un poco sobre las nubes moleculares eacutestas ndash por densidad y tamantildeondash permiten la formacioacuten
de hidroacutegeno molecular H2 Sin embargo se trata de una moleacutecula bastante difiacutecil de detectar lo que implica rastrearla a traveacutes de moleacuteculas de monoacutexido de carbono (CO) La relacioacuten entre la luminosidad del CO y la masa del H2 es aproximadamente constante pese a que existen razones para dudar que sea asiacute dado lo que se observa en algunas galaxias
En la Viacutea Laacutectea las nubes moleculares asumen un tamantildeo que corresponde aproximadamente a la mitad del espacio orbital del Sol lo que las transforma en un componente significativo del disco galaacutectico Seguacuten los catastros que se tienen confeccionados sobre nubes moleculares en la galaxia registran que la mayoriacutea de ellas se encuentran agrupadas en objetos maacutes masivos que abarcan varios millones de masas solares Por lo general se hallan ubicadas en planos con dimensiones aproximadas de entre 50 y 75 pc (no dejan de ser grandecitas) pero son mucho maacutes finas que los otros componentes gaseosos que cohabita por esos lugares como el hidroacutegeno atoacutemico e ionizado Se piensa que las nubes moleculares deberiacutean existir extensivamente
sobre todo dentro de los brazos espirales de la galaxia pero ello es incierto dado el hecho de las dificultades que se tienen para estimar distancia y en otras galaxias que han sido observadas en alta resolucioacuten se ha logrado ver a los respectivos brazos espirales claramente delineados pero no sensibles a un fondo uniforme de emisiones de CO Para muchos de los astrofiacutesicos la formacioacuten de nuevas estrellas en el universo ocurre hoy solamente dentro de las nubes moleculares Lo piensan asiacute dado que ello seriacutea una consecuencia natural de sus altas densidades bajas temperaturas y de la evidencia observada en grandes nubes formadoras que han sido confinadas en gran medida por la propia gravedad de lo embrionado como ser estrellas planetas y galaxias mas que por la accioacuten externa como sucede con las nubes del cielo Esta evidencia nace del hecho de las laquoturbulentasraquo velocidades deducidas de las liacuteneas de latitud del CO que se mueven a una velocidad semejante a la orbital ( una relacioacuten virial )
Nebulosa Molecular CarinaDentro de algunos millones de antildeos la radiacioacuten de las brillantes estrellas que se hallan alojadas en esta nebulosa habraacute dado cuenta de la totalidad del gas y moleacuteculas que auacuten conserva La nube molecular se ha desagregado de la Nebulosa Eta Carina u Ojo de la Cerradura Las nuevas estrellas que se han formado se hallan visibles y sus enrojecidas imaacutegenes es el producto de la azul luz dispersada preferentemente por el penetrante polvo La imagen de arriba tiene una extensioacuten aproximada de dos antildeos luz y fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble en 1999
En resumen las nubes moleculares seriacutean el medio para la formacioacuten del laquocigotoraquo de estrellas Como lo mencionamos estaacuten formadas de gas y polvo El gas es predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Pero a diferencia de los animales ese laquocigoto estelarraquo se formariacutea por el colapso y fragmentacioacuten de las regiones maacutes densas de la nube En esos lugares las partiacuteculas se atraeriacutean por la gravedad y colapsariacutean hacia el centro de las regiones maacutes densas Ahora como contraparte al colapso se halla la presioacuten del gas El problema radica en saber con certeza cuaacutel es el mecanismo que produce el triunfo de la gravedad sobre la presioacuten que ejerce el gas para que la nube de comienzo a la formacioacuten de una estrella Debemos reconocer que hasta ahora la fiacutesica de las nubes moleculares no la entendemos muy bien y es tema de discusioacuten en congresos y simposios de fiacutesicos Sus movimientos internos son gobernados por las turbulencias de un magnetizado y friacuteo gas cuyos turbulentos movimientos son altamente supersoacutenicos pero siacute comparables a las velocidades de los disturbios magneacuteticos Dado lo anterior se piensa que en esos estados los gases deberiacutean perder raacutepidamente energiacutea procediendo a derrumbarse o reinyectarse energeacuteticamente Tambieacuten se puede dar el caso de que las nubes sean perturbadas por alguacuten proceso como ser el de una masiva estrella ya que sabemos que mucha de estas nubes alojan a eacutestas en una fraccioacuten importante de su masa desde antes de su fraccionamiento y colapso para formar cantidades de ellas Sabemos que una de las particularidades de la gravedad es su coalescencia con respecto a la materia Dado lo anterior es natural que se piense que para que se deacute comienzo a un proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas de una nube colapse y se fragmente por efectos gravitatorios Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por consiguiente deberiacutea darse en un momento un mecanismo para que la gravedad sea preeminente sobre los demaacutes componentes y de esa manera la nube puede formar una estrella Por ahora adoptaremos simplificaciones para enumerar los posibles mecaacutenicos que pueden originar la preeminencia de la gravedad aunque en la realidad las nubes moleculares son no son homogeacuteneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes No obstante dentro de los mecanismos que podriacutean dar origen en el interior de una nube interestelar a una estrella como consecuencia de la gravedad se encuentran entre otros los siguientes
1 Una supernova La espectacular explosioacuten de una masiva estrella cuyas fuertes ondas de choque pueden ocasionar el desequilibrio necesario para embrionar a una estrella
2 Las ondas de choque provocadas por la colisioacuten de nubes moleculares 3 Las ondas de densidad que se producen en los brazos espirales de las galaxias Por delante de estas
ondas viajan otras de choque que alteran el medio interno de las nebulosas oscuras 4 Las interacciones galaacutecticas Las interacciones de los medios interestelares que se dan en los espacios
galaacutecticos tambieacuten dan origen a ondas de choque 5 Las ondas teacutermicas de estrellas recieacuten nacidas Una vez que las estrellas logran encender su combustible
empiezan a brillar liberando ondas teacutermicas de choque que dan origen a una especie de efecto laquodominoacuteraquo en la formacioacuten de nuevas estrellas Este pude ser uno de los mecanismos que da origen a los nacimientos estelares masivos en cuacutemulos
ltBLlt fontgtEn la siguiente seccioacuten de esta parte del capiacutetulo III nos vamos a centrar en analizar cada uno de los posibles mecanismos que hemos enumerado para que se formen estrellas como consecuencia de efectos gravitatorios
La mayoriacutea del gas que se concentra en el disco galaacutectico se halla unionizado o en estado neutro y se le denomina
H I Ahora bajo condiciones apropiadas por ejemplo cerca de una caliente estrella o circundante a los efectos de la explosioacuten de una supernova ese gas se puede ionizar y como ya lo hemos estado estudiando cuando ello ocurre a esos lugares se le denominan regiones H II En ambos estados a ese gas se le nombra generalmente como el ISM del medio interestelar
Como podemos deducir de las secciones anteriores las Regiones HII son calentadas (ελ sim 104 K) y bajan hacia el
friacuteo fondo del H I (ελ sim 102 K) asentaacutendose en eacutel Esa ubicacioacuten que asumen las regiones HII ha sido claramente detentada en imaacutegenes de galaxias externas Lo anterior ha sido certificado por evidencias obtenidas a traveacutes de fotografiacuteas directas ( o imaacutegenes CCD) de galaxias que se hallan cercanas a la Viacutea Laacutectea Ello ha sido posible debido al dominio de las liacuteneas espectrales de emisioacuten de varios elementos como el hidroacutegeno en particular del
helio oxiacutegeno carbono calcio silicio hierro etc Imaacutegenes tomadas a un rango de luz de Hα 6583 Aring (o sea a la
liacutenea α de la serie de Balmer) han demostrado con mucha claridad a regiones H II ello debido a que mucha de la luz visible emitida en esas regiones galaacutecticas es generada dentro del rango de esa liacutenea Por consiguiente las regiones H II aparecen en imaacutegenes de color tiacutepicamente rosaacuteceas En las galaxias que maacutes se han hallado regiones H II son en las espirales en especial en los brazos de eacutestas donde las joacutevenes estrellas son ricas en proporcionar fotones ultravioletas que son necesarios para ionizar el gas Las maacutes prominentes estrellas que habitan esas regiones galaacutecticas son las recieacuten nacidas por consiguiente calientes Alguna de esas regiones contiene un nuacutemero maacutes que significativo de esas estrellas cuya produccioacuten de energiacutea pude ionizar una fraccioacuten importante del gas de una galaxia Por otro lado las estrellas que se van formando en las galaxias en lugares fuera de los espirales en su andar por el inicio de la vida estelar se van asociando a los brazos espirales del correspondiente disco galaacutectico lo que implica que debido a sus claras liacuteneas de emisioacuten se transforman en un excelente medio para estudiar la rotatoria y cinemaacutetica de las galaxias Por otra parte las galaxias eliacutepticas y S0 rara vez muestran de forma prominente regionesH II Ello se debe a que se trata fundamentalmente de galaxias viejas y es poco el gas que les queda almacenado como para tener una fertilidad estelar significativa No obstante muestran deacutebiles nebulosas planetarias pero maacutes que todo son rasgos de muestra de la distancia a la que se encuentran
LIacuteNEAS DE IONIZACIOacuteN Y DE EMISIOacuteN
Como ya lo estudiamos anteriormente las regiones H II tienen un cierto tamantildeo alrededor de una fuente de ionizacioacuten que corresponde a un equilibrio formado por el flujo de fotones ionizantes por una parte con la tasa por el cual el plasma se puede enfriar y los electrones ionizados puedan recombinarse con los protones por otra Ahora si la tasa de ionizacioacuten es mayor que la de recombinacioacuten el plasma se ionizaraacute casi en su totalidad En esos casos estudios que se han realizado han sentildealado que menos del uno por ciento del hidroacutegeno aglomerado en esas tiacutepicas regiones no es afectado por la ionizacioacuten A continuacioacuten insertamos fotografiacuteas de tres galaxias espirales en las cuales se muestra el comportamiento que hemos descrito sobre las regiones H II
Figura 03040301- Las fotografiacuteas de arriba muestra a tres galaxias espirales captadas en el ancho de banda del filtro rojo (paneles superiores) y a la luz de Hα (paneles inferiores) Las regionesH II se correlacionan notablemente con los espirales y anillo de la estructura de las galaxias El filtro rojo es muchiacutesimo maacutes sensitivo a la distribucioacuten general de viejas estrellas mientras que por su parte el filtro Hα destaca los sitios de estrellas joacutevenes donde forman regiones
Es importante tener presente en estos estudios que lo fotones ultravioletas por debajo de una longitud de onda de λ = 912 Aring tienen la suficiente energiacutea como para ionizar el hidroacutegeno quitando al electroacuten Eventualmente el electroacuten se recobra pero dado que el gas interestelar tiene una muy baja densidad el proceso de recuperacioacuten puede durar horas Las estrellas maacutes caliente son las fuentes emisoras de fotones UV por excelencia necesario para ionizar el gas Estrellas como las de los tipos O o B y tambieacuten las enanas blancas son las principales a considerar Las temperaturas que se pueden dar en las estrellas O o B va desde 11000 a los 50000 ordm C mientras que las enanas blancas pueden alcanzar cifras bastante mayores en la temperatura de su superficie El mecanismo que conduce a las liacuteneas de emisioacuten es la recombinacioacuten como lo podemos apreciar en el graacutefico que
vamos a insertar maacutes abajo Las importantes a considerar entre otras son Hα a 6563 Aring [NII] a 6583 Aring [OII] a
3726 y [OIII] a 4959 y 5007 Aring
Figura 03040302- Los grafos muestran el espectro de una tiacutepica nebulosa planetaria NGC 1501 y muestran muchas estrechas liacuteneas de emisioacuten de H C O y HeFuente Stanghellini Kaler y Shaw AampA 291 604
En el graacutefico de la figura 03040302 se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes ldquo[ ]rdquo que estaacuten indicando que se trata de liacuteneas conocidas normalmente como ldquoprohibidasrdquo ya que pueden ser observadas solamente bajo condiciones de una muy deacutebil densidad En laboratorio los plasmas que se usan en las investigaciones son generalmente de tan alta densidad que ese tipo de liacuteneas son inobservables ya que se generan de energiacuteas producidas a nivel de la superficie de la Tierra y por ello comportan una alta estabilidad y un largo curso de vida Para los astrofiacutesicos que orientan sus trabajos de investigacioacuten para dilucidar las formas en que nacen las estrellas las liacuteneas de emisioacuten constituyen un excelente medio para obtener diagnoacutesticos sobre las condiciones fiacutesicas del gas aglomerado en las nebulosas planetarias En efecto en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las liacuteneas son
termosensibles mientras que los [ O II ] y [ S II ] entre 6716 y 6731 Aring son maacutes sensibles a la densidad del electroacuten Lo anterior es debido a que las uacuteltimas de las liacuteneas son emitidas a diversos niveles pero con casi la misma energiacutea de excitacioacuten Lo importante es que el cociente que se obtenga sea un diagnoacutestico del proceso de las excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se estaacute estudiando Ahora en cuanto los plasmas que se pueden hallar a estaacutendares terrestres resultan bastante delgados con densidades de partiacuteculas que van desde los 10 a los 106 cm-3
Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en las nebulosas planetarias las observaciones que se efectuacutean en longitudes de ondas de radio ya que en esas frecuencias estas regiones del espacio emiten tiacutepicas radiaciones bremsstrahlung lo que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes del gas de las correspondientes nubes
Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
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despueacutes cuando se condensoacute el gas para formarlas Las primeras estrellas no pueden haber tenido elementos pesados simplemente porque no los habiacutea A esas estrellas laquopurasraquo (que son hipoteacuteticas porque nadie ha visto nunca ninguna) se les llama estrellas de poblacioacuten III Pero esas estrellas primordiales realizaron una importante tarea preparando los primeros elementos maacutes pesados como carbono y nitroacutegeno a partir de los ligeros como el hidroacutegeno y el helio mediante transmutacioacuten y combustioacuten nuclear Cuando las estrellas de poblacioacuten III murieron en explosiones espectaculares se esparcioacute en el espacio interestelar toda su produccioacuten de elementos pesados Estos raros elementos pesados acabaron con el tiempo en las estrellas maacutes viejas observadas hasta hoy las de poblacioacuten II Estas a su vez fabricaron maacutes elementos pesados que vertieron posteriormente en el espacio y que acabaron en las estrellas maacutes joacutevenes de poblacioacuten I Estos elementos pesados del medio interestelar de polvo y gas que ocupa el espacio que se extiende entre las estrellas tienden a agruparse cuando chocan los aacutetomos formando diminutos corpuacutesculos de polvo del tamantildeo de una cienmileacutesima de centiacutemetro Estos diminutos granos de polvo se congregan en las nubes oscuras y grumosas de los medios interestelares de los brazos en espiral de la galaxia que es donde nacen nuevas estrellas Mediante un proceso grandioso de reciclaje se forman estrellas nuevas del material de las estrellas muertas Pero iquestcoacutemo nacen exactamente las estrellas Hemos mencionado anteriormente que nunca hemos llegado a ver coacutemo nace una estrella Pero como lo hemos venido estudiando estamos convencidos que las estrellas nacen en el seno de densas nubes de polvo y gas que hay en los brazos espirales de las galaxias unas nubes tan densas que la luz visible no puede atravesarlas Ese convencimiento pese a que ha sido imposible hasta ahora observar siquiera el nacimiento de una estrella es el producto de los avances que se han alcanzado en el desvelamiento de ese proceso tan complejo Quedan muchiacutesimas incoacutegnitas porque en el nacimiento de las estrellas se producen muchos tipos de interacciones fiacutesicas pero la mayoriacutea de los astrofiacutesicos confiacutean en que pronto dispondremos de una teoriacutea completa
En este mismo capiacutetulo III hemos estudiado que en el espacio que se extiende entre las estrellas hay un medio interestelar en movimiento compuesto de gas (aacutetomos y moleacuteculas independientes) y de polvo (pequentildeos granos de materia) El medio interestelar es muy sutil (tan soacutelo constituye todo eacutel un 5 por ciento de la masa galaacutectica) pero se concentra en determinados puntos Han sido varios los sateacutelites que juntos al HST han ido revolucionando nuestra visioacuten de este medio interestelar Las mediciones que se han venido efectuando del espectro de luz en la regioacuten ultravioleta muy lejana una radiacioacuten que no puede atravesar la atmoacutesfera terrestre y que soacutelo puede captarse por encima de ella Mediante los datos que se han logrado reunir los astroacutenomos han venido descubriendo la gran abundancia de moleacuteculas y aacutetomos diversos en el medio interestelar su temperatura y muchas otras caracteriacutesticas Por otra parte la astronomiacutea infrarroja ha jugado un rol importantiacutesimos para que el convencimiento del cual hemos estado hablando se vaya asentando cada vez maacutes en el pensamiento de la mayoriacutea de los astrofiacutesicos En la actualidad no existen casi dudas de que muchos de los objetos infrarrojos maacutes interesantes estaacuten asociados con la formacioacuten de las estrellas Se considera asiacute dado que se tiene la certeza de que las estrellas son formadas como lo hemos mencionado por nubes de gas y polvo que se colapsan por su propia gravedad Al colapsarse la nube gaseosa aumenta su densidad y su temperatura y se hace maacutes caliente y densa en su centro que es donde con el tiempo surgiraacute la nueva estrella El objeto formado al centro de la nube colapsada que luego se convertiraacute en estrella se denomina protoestrella Como las protoestrellas estaacuten rodeadas de gas y polvo es difiacutecil detectarlas como luz visible Las ondas visibles que emite son absorbidas por la materia que la rodea Soacutelo en las fases evolutivas maacutes avanzadas cuando la protoestrella alcanza maacutes temperatura y su radiacioacuten despeja gran parte del material adyacente la nueva estrella puede ser detectada como luz visible Hasta entonces las protoestrellas soacutelo se pueden detectar como luz infrarroja La luz de la protoestrella es absorbida por el polvo que la rodea el cual se calienta e irradia en el infrarrojo Los estudios de las regiones de formacioacuten de las estrellas nos daraacuten informacioacuten clave sobre coacutemo nacen las estrellas y en consecuencia acerca de la formacioacuten de nuestro propio sol y de nuestro sistema solar Un acontecimiento de suma importancia para la astronomiacutea infrarroja fue el lanzamiento del IRAS el 25 de enero de 1983 Este sateacutelite levantoacute un mapa infrarrojo completo del firmamento Su telescopio recorriacutea dos veces cada siete meses todo el cielo Su misioacuten principal consistiacutea en examinar los puntos calientes en los que los astroacutenomos sospechaban que se formaban las estrellas El sateacutelite localizoacute docenas de fuentes de radiacioacuten infrarroja en la nebulosa de la Taraacutentula localizada en la Gran Nube de Magallanes una galaxia proacutexima Algunas de estas radiaciones pueden deberse a interacciones de joacutevenes estrellas con el denso polvo que las rodea Otras pueden ser auteacutenticas protoestrellas posibilidad que entusiasma a los astroacutenomos
El sateacutelite IRAS catalogoacute millares de condensaciones calientes y densas dentro de las nubes de gas y polvo que podriacutean ser regiones de formacioacuten de las estrellas Arriba se incluyen dos imaacutegenes del IRAS la constelacioacuten de Orioacuten (izquierda) en la cual existen varias regiones de formacioacuten estelar activa y la nube Rho Ophiuchi (derecha)
Ahora bien para responder exactamente a la interrogante que nos formulamos al principio de la paacutegina habremos de recurrir a los astrofiacutesicos teoacutericos y a sus modelos computarizados Como lo hemos mencionado y lo veremos en las siguientes secciones los astrofiacutesicos teoacutericos elaboran sus modelos sobre la formacioacuten de las estrellas sostenieacutendose en gigantescos complejos de nubes moleculares las cuales al fragmentarse por los efectos de la gravedad se empiezan a formar bolas de gas y polvo cuyo proceso lo conocimos en la seccioacuten 0302 Cuando esas bolas se han contraiacutedo hasta alcanzar el tamantildeo del sistema solar su temperatura habraacute alcanzado ya los 1000deg C es decir por encima del punto de fusioacuten de los metales Transcurridos unos 100000 antildeos despueacutes de iniciarse la contraccioacuten la masa que se encontraba aglomerada al principio del proceso seguacuten algunos modelos confiables se aglutina dentro de un espacio que no es mayor que el que ocupa la Tierra con su oacuterbita y su temperatura seriacutea de cientos de miles de grados Lo anterior dariacutea como resultado un objeto astronoacutemico que auacuten no es una estrella pero siacute tiene nombre laquoprotoestrellaraquo
Una vez que se forma la protoestrella eacutesta sigue evolucionando en un proceso que dura unos diez millones de antildeos durante el cual sigue contrayeacutendose y calentaacutendose hasta que comienza a desprenderse a traveacutes de su laquoviento estelarraquo del polvo y gas que la rodea cambiando su denominacioacuten primaria por el de estrella T-Tauri A estas laquoestrellasraquo se les ha logrado identificar dado el hecho de que el polvo caliente que auacuten permanece en su alrededor irradia en el infrarrojo Ademaacutes se ha logrado establecer evidencias de que el gas y polvo remanente que las circunda forman discos giratorios que podriacutean corresponder al inicio de sistemas planetarios
Las ilustraciones de la figura de arriba corresponden a una protoestrella (izquierda) y a una estrella T- Tauri (derecha) En la primera de las nombradas el artista intenta representar a una protoestrella durante su proceso evolutivo en que va desprendieacutendose del polvo y gas que la rodea La segunda representa a una activa T-Tauri naciente de un tamantildeo de dos a cinco veces el del Sol
entre erupciones bajo la tensioacuten de su propia contraccioacuten arrojando llamaradas gigantescas curvadas prominencias (en blanco) y un ondeante viento estelar (en amarillo)
La conducta de una T-Tauri es poco convencional para una estrella e imprevisible salvo que la comparemos con los comportamientos infantiles ya que su edad fluctuacutea entre los cien mil a un milloacuten de antildeos poco para una estrella Las T- Tauri tienen unos espectros de emisioacuten ricos complejos y con frecuencia anoacutemalos Con certeza se hallan rodeadas de gas caliente y de chorros luminosos de materia que aumentan la dificultad de interpretar los procesos fiacutesicos que en ellas se producen Las T-Tauri son desconcertantes por la diversidad de caracteriacutesticas extrantildeas como las mencionadas una diversidad que cuando se llegue a comprender nos ayudaraacute a entender esas estrellas bebes y extrantildeas y los gases que las acompantildean
Modelo de formacioacuten de estrellas
Existen hoy diacutea varios modelos astrofiacutesicos en boga que han sido formulados para tratar de explicar el proceso de
formacioacuten de estrellas La seleccioacuten para realizar una difusioacuten de alguno de ellos no es faacutecil Por ello aquiacute vamos a describir a aquellos que al subscrito le parecen que podriacutean estar maacutes cercanos a ser viables Entre ellos comenzaremos por los que propugnan dos desenlaces posibles del proceso de contraccioacuten de una nube dependiendo entre otras cosas de la cuantiacutea inicial de momento angular Una posibilidad es que el gas y el polvo que se contraen formen dos estrellas que orbiten entre ellas lo que se denomina sistema binario La otra posibilidad es que soacutelo se forme una estrella distribuyeacutendose el momento angular en un sistema planetario auxiliar Si estos modelos son correctos la mitad de las estrellas de nuestra galaxia dado que son binarias seguacuten las observaciones no tendriacutean planetas acompantildeantes mientras que la otra mitad (las estrellas individuales) probablemente siacute tengan sistemas planetarios Esta conclusioacuten (que todas las estrellas individuales tienen planetas) se basa en complicados datos del proceso de transferencia del momento angular en el interior de la nube de gas que auacuten no comprendemos a cabalidad Algunos astrofiacutesicos creen que durante la formacioacuten de la estrella el momento angular puede ser transferido al viento estelar siendo por tanto el de los planetas y su formacioacuten independiente
Sin embargo y dada esas
complicaciones muchos astrofiacutesicos teoacutericos creen que en el nacimiento de una estrella individual como nuestro Sol hay un disco de materia de desecho que gira a su alrededor lo mismo que la clara de un huevo frito rodeando a la yema A ese posible disco se le ha denominado laquonebulosa solarraquo y es de ella desde donde posteriormente se formaron los planetas del sistema solar Pero los problemas matemaacuteticos que plantea la elaboracioacuten de modelos teoacutericos de la nebulosa solar resultan especialmente difiacuteciles porque no hay datos de observacioacuten que orienten a quien construye el modelo Hasta ahora y pese a la gran cantidad de exoplanetas descubiertos nadie ha visto maacutes que un sistema planetario al final de su etapa de formacioacuten el nuestro Pero si hemos de creer en estos modelos de la nebulosa solar los planetas se habriacutean formado cuando la materia del disco comenzoacute a condensarse y a formar grumos Los grumos maacutes grandes acumularon auacuten maacutes fragmentos de materia Seguacuten una teoriacutea el cinturoacuten de asteroides que existe entre Marte y Juacutepiter es una coleccioacuten de grumos que no llegaron a condensarse para formar un auteacutentico planeta Cuando el Sol entroacute en ignicioacuten emitioacute un viento gigantesco que esparcioacute todos los fragmentos que no formaban cuerpos suficientemente grandes tales como lunas y planetas
Pereciese dado los hallazgos de exoplanetas orbitando estrellas que esa descripcioacuten del origen del sistema solar se acercariacutea a la que puede ser la correcta y que los sistemas planetarios seriacutea tan comunes al menos en estrellas semejantes al Sol que es una estrella individual tiacutepica Los datos procedentes de sondas enviadas a los planetas asiacute como las naves que han orbitado a algunos de ellos nos diraacuten mucho maacutes en los proacuteximos antildeos sobre el origen
Una representacioacuten de formacioacuten estelar a partir de una nube de gas y polvo que se contrae por la gravitacioacuten La gigante nube se fragmenta en grumos que a su vez volveran a fragmentarse Uno de estos grumos sigue rotando y contrayeacutendose durante millones de antildeos Final mente se formaraacute un cuacutemulo estelar de algunos cientos de estrellas (un resultado posible) En los momentos que las estrellas comenzaron su ignicioacuten disipan las nubes restantes Estos nacimientos estelares van acompantildeados de chorros de materia que lanzan las nuevas estrellas cuyo origen de ser asiacute lo ignoramos auacuten
de nuestro sistema solar Pero no hay que esperar soluciones raacutepidas Pese a los aterrizajes tripulados en la Luna las rocas lunares traiacutedas a la Tierra y los datos selenoloacutegicos todaviacutea no estamos seguros del origen de la Luna y auacuten menos del origen del sistema solar Hasta ahora solamente tenemos certeza sobre el incremento del nuacutemero de sateacutelites orbitando a los grandes planetas gaseosos asiacute como de caracteriacutesticas de sateacutelites anteriormente conocidos de Juacutepiter y Saturno que han sido clarificadas por las misiones Galileo y Cassini respectivamente El estudio teoacuterico de la nebulosa solar el disco plano de materia que rodeaba al Sol primigenio no es maacutes que un ejemplo especiacutefico de un fenoacutemeno astrofoacutesico general el de los laquodiscos de acrecioacutenraquo Los anillos que rodean Saturno son otro ejemplo de disco de acrecioacuten y quizaacute lo sean tambieacuten la disposicioacuten de las estrellas de una galaxia discoidal Los agujeros negros y las estrellas de neutrones deben estar rodeados tambieacuten de un disco de gas caliente y parece probable que cuando el gas cae en el agujero o en la estrella haya una emisioacuten de sentildeales energeacuteticas En circunstancias especiales la materia tipo gas o polvo tiende sin duda a formar un disco semiestable alrededor de un objeto de masa enorme El estudio matemaacutetico de los discos de acrecioacuten acabaraacute permitieacutendonos comprender de un modo maacutes exacto no soacutelo el origen del sistema solar sino tambieacuten esas desconcertantes que nos llegan desde lo maacutes profundo del espacio
Por lo que hemos logrado conocer de las estrellas a traveacutes de la observacioacuten la impresioacuten que se tiene es de que aproximadamente la mitad de ellas que estaacuten cerca de nosotros tienen una o maacutes compantildeeras andan emparejadas o agrupadas Algunas viven formando triacuteos y hasta cuartetos Las binarias han sido estudiadas bastante extensamente Algunas de ellas en que las estrellas orbitan muy proacuteximas se denominan laquobinarias de contactoraquo pues efectivamente se tocan intercambiando grandes cantidades de masa estelar y ni que hablar de las que son maacutes pequentildeas Recientemente el sateacutelite de rayos X Chandra descubrioacute a dos estrellas enanas blancas orbitando una de la otra cada cinco minuto lo que implica que la distancia que las separa no es maacutes de 80500 km praacutecticamente una quinta parte de la distancia de la Tierra hacia la Luna Lo anterior incrementa la desconcertacioacuten de los astrofiacutesicos ya que por muchos antildeos los ha tenido laquode cabezaraquo el hecho de que miembros de grupos binarios pareciesen tener edades muy distintas Despueacutes de todo si habiacutean nacido al mismo tiempo de la misma nube de gas habriacutean de tener la misma edad Pero si las dos binarias intercambian masa durante su evolucioacuten su edad aparente puede ser muy distinta dado que si a una estrella se le sustrae o antildeade masa puede cambiar su edad aparente La observacioacuten de binarias de contacto y los modelos de computacioacuten confirmaron estos mecanismos de intercambio
Los datos obtenidos por el Chandra en observaciones de rayos X (graacutefico arriba a la izquierda) del sistema binario J08063+1527 (o J0806) muestran que las intensidades de la radiacioacuten variacutean en periacuteodos de 3215 segundos Lo anterior implica que J0806 es un sistema binario de estrellas de enanas blancas que orbitan entre ellas aproximadamente cada 5 minutos lo que deja establecido que se encuantran una de la otra a una distancia muy corta
En los uacuteltimos antildeos se ha observado un creciente aumento de la capacidad para las observaciones astronoacutemica de alta resolucioacuten para los estudios de momentos angulares en todas las longitudes de onda desde rayos X a radio El empotramiento en la Tierra de grandes telescopios y la colocacioacuten en el espacio de sateacutelites todos ellos equipados con tecnologiacuteas de punta tato oacutepticas como interferomeacutetricas nos estaacute permitiendo que exploremos al universo con una capacidad para obtener pormenores para su estudio sin precedentes Con esa implementacioacuten para la observacioacuten de alta resolucioacuten se abren las perspectivas para lograr avances significativos para entender una amplia gama de fenoacutemenos coacutesmicos En detalle las altas resoluciones en las observaciones angulares que se estaacuten alcanzando han comenzado a desempentildear un papel vital en los estudios de los procesos de formacioacuten de las estrellas proporcionando cantidades de elementos de contrastacioacuten con las teoriacuteas circulantes dentro del entorno de los fiacutesicos y astrofiacutesicos como asimismo proporcionar argumentos para formular nuevos modelos Por ahora no sabemos si el modelo sobre la formacioacuten de estrellas que hemos descrito anteriormente tiene aciertos o deberiacutea ser definitivamente arrinconado pronto se sabraacute
Dentro del aacutembito de la astrofiacutesica y tambieacuten de la cosmologiacutea una de las teoriacuteas en boga maacutes concurrida para
citarla con respecto a la formacioacuten de las galaxias en el universo se fundamenta en el modelo conocido como The Laboratory for Cosmological Data Mining (LCDM) En esa teoriacutea se asume que el componente dominante del universo estaacute formado por la materia oscura la cual se cree que consiste ndashprobablemente en su mayor porcentajendash en materia no barioacutenica elementos dominantes seriacutean partiacuteculas elementales no conocidas hasta ahora Por lo que se ha podido observar del universo la materia barioacutenica constituiriacutea solamente un 13 del total de sus
componentes lo que implica que el resto del universo estariacutea compuesto mayoritariamente por un Ω constituido por una constante cosmoloacutegica que no desaparecioacute en el tiempo Una densidad de vaciacuteo que domina con creces las densidades combinadas de energiacutea producida por materia y bariones oscuros Lo anterior ha sido sugerido con rasgos de mucha consistencia en las observaciones de supernovas distantes o extragalaacutecticas Durante las dos uacuteltimas deacutecadas del siglo XX y los antildeos transcurridos de eacutesta del 2000 las simulaciones computarizadas sobre los incrementos gravitacionales observados basados en el modelo LCDM han ayudado significativamente a poder entender el proceso de formacioacuten y las caracteriacutesticas de los halos galaacutecticos tan bien como su distribucioacuten y movimiento en el espacio Tanto es asiacute que comparativamente con otros se trata de un proceso sobre la formacioacuten de la estructura coacutesmica que se puede decir que se entiende y conoce bien Sin embargo las simulaciones cosmoloacutegicas que intentan incluir en ellas la formacioacuten de las estrellas con el objeto de poder realizar comparaciones directas con las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias observadas han resultado bastante difiacuteciles de llevar a cabo a buen teacutermino y por lo tanto sigue siendo una cuestioacuten teoacuterica muy incierta Uno de los referentes problemaacuteticos que asaltan en esos estudios de simulaciones computarizadas es el excedente de radiacioacuten friacutea del gas coacutesmico lo que hace aparecer a las galaxias simuladas muchiacutesimo maacutes luminosas que las observadas desde el propio universo Se piensa que para que ello ocurra debe existir un error importante en los modelos astrofiacutesicos formulados sobre la formacioacuten de las estrellas y sus procesos asociados a sus retrocciones Se ha considerado que ese excesivo enfriamiento que aparece en los computadores guardariacutea relacioacuten con errores teoacutericos sobre la retroaccioacuten como los que pueden producir las explosiones de supernovas o de incorrecciones en las precisiones formuladas sobre los vientos estelares El problema fundamental radica en que todaviacutea no hemos logrado conocer bien la naturaleza fiacutesica de la regeneracioacuten como asimismo en las dificultades matemaacuteticas que se tienen para intentar modelarlos dentro de simulaciones
Velocidad del gas en una galaxia en formacioacuten pequentildea Debido a que el gas se enfriacutea un disco centriacutefugo apoyado se convierte en el centro del halo galaacutectico cuyos bordes los podemos apreciar en las figuras insertadas arriba En el creciente disco gaseoso la formacioacuten de las estrellas produce un viento galaacutectico de gran alcance que se puede escapar de la galaxia
Sin embargo en un estudio realizado en el antildeo 2002 en el departamento de astrofiacutesica del Instituto Max Planck los astrofiacutesicos Springel y Hernquist propusieron un nuevo modelo de simulaciones computarizadas para estudiar la formacioacuten de estrellas En este modelo se intenta explicar la regulacioacuten de la formacioacuten de estrellas por supernovas en los medios interestelares densos (MID) Los cientiacuteficos usando un meacutetodo de anaacutelisis para la fiacutesica de MID del tipo sub-resolucioacuten lograron soslayar con su modelo varios de los problemas matemaacuteticos que usualmente aparecen en este tipo de estudios Tambieacuten ellos por primera vez lograron insertar en las simulaciones una novedosa descripcioacuten para los procesos de retroaccioacuten que efectuacutean los vientos galaacutecticos En los cuadros que hemos fijado en la figura de arriba se muestra los campos de velocidad del gas durante la formacioacuten del disco galaacutectico cuando el viento es incluido en las simulaciones En ese trabajo se demuestra que en las pequentildeas galaxias el viento se puede realmente escapar de ellas transportando el gas y los elementos pesados que fueron sintetizados por estrellas ubicadas fuera de la galaxia Por ello en esos casos la cantidad de gas que queda disponible en la galaxia para la formacioacuten de estrellas llega a ser muy pequentildea No obstante y a pesar de este significativo efecto sobre la luminosidad del disco de formacioacuten sus caracteriacutesticas morfoloacutegicas siguen siendo constantes en las galaxias espirales observadas como lo podemos apreciar en las figuras que insertamos a continuacioacuten
Proyecciones de la densidad de la luminosidad estelar de las galaxias espirales formuladas en simulaciones en las cuales se incluye el viento galaacutectico A la izquierda se muestra a una pequentildea galaxia de una masa total de 1010 mientras que a la izquierda se presenta a una galaxia de una msa 100 veces mayor En ambos casos la morfologiacutea del disco estelar de formacioacuten es absolutamente semejante al de las galaxias espirales observadas
En las galaxias pequentildeas los vientos galaacutecticos adquieren una influencia significativa en la escasa formacioacuten de estrellas ya que de ellas se pueden escapar de la gravedad de sus progenitores los halos de materia oscura Sin embargo los vientos cuando se trata de grandes galaxias son confinados de manera tal que en esos sistemas no juegan un rol significativo para impedir formaciones estelares numerosas En consecuencia se puede pensar que la retroaccioacuten por vientos soacutelo reduce la actividad de la formacioacuten de estrellas en galaxias pequentildeas lo que lleva a coincidir entre las observaciones y las predicciones del modelo LCDM Lo anterior es lo que incentiva a que en la actualidad los vientos galaacutecticos reciban bastante atencioacuten en los estudios teoacutericos Pero ademaacutes los vientos producen otro efecto interesante que es el de transportar los metales a traveacutes del medio intergalaacutectico lo que potencialmente explica porqueacute los elementos pesados se observan en los gases de baja densidad que residen en los espacios intergalaacutecticos como se ha detectado en estudios de liacuteneas espectrales de quaacutesares
La figura de arriba ilustra las diversas simulaciones cosmoloacutegicas que se utilizaron para estudiar la formacioacuten de galaxias en el universo Cada una de las series fueron desarrolladas con distintas dimensiones usando en ello una gama de diversas resoluciones matemaacuteticas En aquellas que aparecen maacutes grandes se insertaron en ellas maacutes de 68 millones de partiacuteculas Combinando los resultados de las distintas series se desarrolloacute un by pass que permite efectuar simulaciones con una gama de posibilidades que permiten estudiar a traveacutes de computacioacuten cualquier tipo de formacioacuten de estrellas en cualquiera de las configuraciones galaacutecticas
En la formulacioacuten del modelo LCDM la formacioacuten de las galaxias son las fundaciones astrofiacutesica que lo sostienen En el espacio primero se van formando pequentildeos objetos que gradualmente por efectos gravitatorios se van fusionando unos con otros para luego convertirse en masivas galaxias Las predicciones matemaacuteticas que se puede obtener para poder establecer una tasa aceptable de formacioacuten de estrellas en el universo son particularmente desafiantes en este modelo ya que establecer el nuacutemero de ellas que se forman en las galaxias requiere que las simulaciones lo resuelvan dentro de un proceso de creacioacuten simultaacutenea en todas aquellas escalas que aparecen como relevantes Es decir se formariacutean en un laquopariacute pasoraquo galaxias y estrellas Esto implica una demanda dinaacutemica substancial para todas las simulaciones Ademaacutes como ya lo hemos mencionado el efecto de retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos es significativamente importante en las galaxias pequentildeas lo que implica incrementar las dificultades en la obtencioacuten de cifras aterrizadas fijadas en los objetivos de dichas simulaciones consideraacutendose el hecho que esas galaxias se encuentran en los liacutemites de las resoluciones En consecuencia y dada esa dificultad no queda maacutes que computar considerando al efecto de retroaccioacuten de los vientos como un elemento constringente en la formacioacuten de estrellas dentro de pequentildeas galaxias De hecho en las simulaciones de este modelo la resolucioacuten total requerida no llegue a un volumen lo suficientemente satisfactorio que sea representativo para el universo observado y maacutes No se espera que en los proacuteximos antildeos los avances en informaacutetica puedan mejorar mucho esta situacioacuten Sin embargo como no estaacute inserto dentro del espiacuteritu de un cientiacutefico quedarse ahiacute Springel y Hernquist han podido soslayar en gran medida este problema En las figuras que fijaremos a continuacioacuten de este paacuterrafo se ilustra esquemaacuteticamente las simulaciones que desarrollaron esos cientiacuteficos en un Linux-Cluster del Center for Parallel Astrophysical Computing at Harvard-CfA Usando una de las secuencias con medidas asociadas a traveacutes de un especial anaacutelisis teacutecnico pudieron extender la gama dinaacutemica del modelo matemaacutetico para la formacioacuten de las galaxias llegando a alcanzar un rango dinaacutemico cercano a las 18 decenas en masas Tambieacuten para cada tamantildeo de series realizaron extensos estudios de las resoluciones lo que permitioacute obtener pruebas confiables de convergencias matemaacuteticas para cada una de las series
Ilustracioacuten computarizada de galaxias consideraacutendose un alto corrimiento al rojo A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas rodeando a una de las primeras estrellas que se forman en una de las galaxias En la simulacioacuten se considera al universo con una edad de un milloacuten de antildeos Los densos puntos blancos sentildealan a las galaxias que estariacutean en un proceso de formacioacuten de estrellas el las cuales el viento se conduce a traveacutes del medio intergalaacutectico Esos vientos son los que forman las burbujas de gas caliente que se aprecia a la derecha como se refleja en el graacutefico de temperatura que comporta la ilustracioacuten
En un fuerte corrimiento al rojo la primera estrella que se forma en las galaxias comienzan a emitir violentas emanaciones hacia el medio intergalaacutectico seguacuten lo que se puede apreciar en la ilustracioacuten de arriba Ahora cuando los vientos galaacutecticos son detenidos por colisiones ello conduce a que se formen burbujas en los MIG los cuales se llenan de un enriquecido gas metaacutelico caliente En consecuencia los vientos galaacutecticos pueden jugar un importante rol para entender el enriquecimiento en metales que se ha observado en gases galaacutecticos de baja densidad Centraacutendonos en las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias posiblemente esos vientos quizaacutes sean los causantes de las bajas tasas de formacioacuten de estrellas en las pequentildeas galaxias Sin la existencia de los vientos las galaxias no llegariacutean a un excesivo enfriamiento y seriacutean substancialmente maacutes brillantes como lo podemos observar en las figuras que a continuacioacuten insertamos
Galaxias en proceso de formacioacuten A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas en los momentos en que la densidad coacutesmica de formacioacuten de estrella se halla cerca de su maacuteximo A la derecha se muestra un close-up de una de las maacutes masivas galaxias que se ha formado hasta ahora en la cual los colores anaranjados muestran a las estrellas mientras que el azul representa al gas
En los graacuteficos que siguen a continuacioacuten se muestran las predicciones obtenidas a traveacutes del modelo compuesto de simulaciones que hemos estado describiendo para la formacioacuten de estrellas en funcioacuten del corrimiento al rojo y de tiempo acumulativo La densidad de la formacioacuten de estrellas se predice en su maacuteximo para un universo joven con un corrimiento al rojo del orden de Ζ = 55 Para la mitad de las estrellas se pronostica que se encontraban en puntos galaacutecticos del espacio hace ya maacutes de 10 mil millones de antildeos La fraccioacuten total de bariones producidos en las muertes de estrellas se considera cerca de un 10 lo que coincide con los datos de las observaciones Sin la inclusioacuten del viento galaacutectico el nuacutemero de bariones habriacutea sido substancialmente maacutes alto lo que seriacutea inconsistente con las observaciones
Historia de la formacioacuten coacutesmica de las estrellas en funcioacuten del tiempo El graacutefico de la izquierda muestra la evolucioacuten de la tasa de densidad en la formacioacuten de estrella en funcioacuten del corrimiento al rojo Los grafos azules corresponden a mediciones de las simulaciones mientras que las liacuteneas son ajuste analiacuteticos de los
resultados El maacuteximo de actividad para la formacioacuten de estrellas estariacutea dada por un corrimiento al rojo de Ζ = sim 55 para un tiempo de mil millones de antildeos de vida del universo En el graacutefico de la derecha se muestra a una fraccioacuten de estrellas de la eacutepoca actual que son maacutes vieja que la edad estimada en el estudio Se puede apreciar que sobre la mitad de las estrellas hoy diacutea tienen una edad que supera los 10 mil millones de antildeos
Quizaacutes el estudio que acabamos de describir sea uno de los maacutes confiables para predecir en el presente la formacioacuten de estrellas en un alto corrimiento al rojo Ello fue posible de concretar combinando la capacidad de procesamiento de supercomputadores modernos con un sofisticado modelo de la fiacutesica para gases radiactivos casi friacuteos formacioacuten de estrellas enriquecimiento de metales y de la retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos y de supernovas Estas simulaciones naturalmente son un paso maacutes para llegar a un conocimiento acabado sobre la evolucioacuten coacutesmica de la formacioacuten de las estrellas Estaacute claro que contiene mucha maacutes informacioacuten sobre el proceso de formacioacuten de las galaxias sobre las caracteriacutesticas del gas galaacutectico y el espacio entre ellas Pero dando pasos se construye la ciencia y si se compara la informacioacuten que se ha obtenido en estas simulaciones con datos detallados de observaciones es posible hacer progresos adicionales para entender mejor la formacioacuten cosmoloacutegica de las galaxias
Aquiacute todaviacutea nos queda pendiente profundizar auacuten maacutes sobre lo que se ha conseguido hasta hoy sobre la formacioacuten de las estrellas Los modelos astrofiacutesicos que hemos descrito son bastante consistentes con las observaciones y la intuicioacuten de quienes se han laquoentretenidoraquo en formularlos De todas maneras esto no queda como lo uacutenico que hasta ahora se puede exponer sobre el tema ya que en la siguiente seccioacuten vamos a incrementar los conceptos sesudos al respecto
Como maacutes de una vez ya expresamos las estrellas se forman y nacen de nubes de materia de gas y polvo que se
aglutina en los medios interestelares (MI) que se hallan por todo el universo En la actualidad se han logrado catalogar a unas 6000 de esas nubes de las cuales algunas alcanzan dimensiones diametrales que bordean los 300000 al (antildeos luz) y masas que fluctuacutean en torno entre 200000300000 veces la del Sol Estaacuten compuestas principalmente de hidroacutegeno amoniaco agua acetileno formalina silicatos carbono etc Ahora estas nubes no soacutelo almacenan los componentes para formar una estrella (o cientos de miles) sino que ademaacutes contienen los elementos necesarios para que en esos lugares coacutesmicos se puedan desarrollar masas planetarias Se trata de
estructuras bastante estables ya que sus sistemas gravitatorios se muestran en general estabilizados salvo cuando son inferidos por alguna interferencia perturbadora como puede ser el caso de la explosioacuten de una cercana supernova En efecto al explosionar una supernova en las cercaniacuteas de una nube interestelar eacutesta en vez de absorber las ondas de choque emitidas por el catastroacutefico evento estelar comienza a contraerse y colapsarse hacia el centro del sistema Al darse esa situacioacuten la energiacutea que se ha liberado en la explosioacuten comienza a calentar ese centro compactando auacuten maacutes la materia que se ha estado colapsando en el nuacutecleo la temperatura se incrementa sustancialmente lo que conlleva a que la radiacioacuten vaya siendo progresivamente cautivada En ese fenoacutemeno se ha producido el nacimiento de una protoestrella
Una vez conformada la protoestrella el siguiente paso que se da dentro del fenoacutemeno es la formacioacuten de una estrella Aunque nunca hemos visto en propiedad el nacimiento de una estrella ya que soacutelo podemos empezar a observarla cuando se enciende siacute nos atrevemos a describir que a partir de la nube originaria se crea un anillo que rodearaacute a la futura estrella y que la bombardearaacute por atraccioacuten enriquecieacutendola de materia hasta un liacutemite en que no podraacute seguir absorbiendo ese material Una vez alcanzada esa satisfaccioacuten estelar una gran parte de materia se escaparaacute a traveacutes de la perpendicular de entrada al disco y formaraacute lo que se denominan como jets bipolares o Herbig-Haro [HH] (materia que como sucede en los acontecimientos astrofiacutesicos es gatillada en pares en direcciones opuestas una por cada polo de ahiacute su nombre) que saldraacuten despedidos a velocidades superiores a los 1000 kms Luego la estrella que se acaba de formar seguiraacute un proceso bastante inestable hasta que alcance su madurez ya que en su nintildeez no dispone de de sistemas compensatorios y tampoco
ha iniciado sus reacciones nucleares
En la medida en que la estrella va asimilando materia atraiacuteda por la gravedad tambieacuten va incrementando su temperatura hasta llegar a tener entre 9 a 10 millones de grados en cuyo preciso momento comenzaraacute las reacciones nucleares la estrella se seguiraacute contrayendo hasta que la presioacuten y temperatura interna sean lo suficientemente grande como para poder compensar el sistema y lograr asiacute el estado de madurez (secuencia principal) mientras las radiaciones y el viento de protones y electrones expulsan a los elementos maacutes livianos del disco Y de darse ese fenoacutemeno esos elementos expulsados formaraacuten un disco circunestelar que podriacutea derivar en un sistema planetario como ocurrioacute en el caso del Sol
El Telescopio Espacial Hubble nos proporciona una detallada visioacuten de los procesos apopleacuteticos eructivos y dinaacutemicos que acompantildean las etapas finales de la formacioacuten de una estrellaEn las tres imaacutegenes de arriba se puede observar el derrumbe del disco circunestelar de polvo y gas que se forma durante el proceso de construccioacuten de una estrella y que a su vez proporciona los ingredientes para la formacioacuten de un sistema planetario En las imaacutegenes tambieacuten se puede apreciar a jets o chorros de gas caliente de varios sistemas embrionarios saliendo de las estrellas que se encuentran en las etapas finales de su formacioacuten
Una vez que la estrella arriba a su madurez se mantendraacute bastante estable por un periacuteodo de tiempo dependiendo del tamantildeo de su masa Pero como la masa es la propiedad maacutes importante de una estrella ello lo vamos a tratar maacutes adelante con cierta detencioacuten Por ahora seguiremos centrando nuestra atencioacuten en la formacioacuten de las estrellas Si bien no tenemos la posibilidad de poder ver como se embriona una estrella no obstante siacute sabemos que se forman de la materia del medio interestelar En consecuencia las zonas del espacio donde probablemente se formen una mayor cantidad de estrellas son aquellas en la que existe una mayor densidad dado que alliacute los aacutetomos y granos de polvo se encuentran maacutes concentrados permitiendo con ello que se ejerza una mayor fuerza de atraccioacuten gravitacional Pero tambieacuten es importante que en esos lugares exista una baja presioacuten del medio que facilite la presencia de bajas temperaturas
Los requisitos que hemos expuesto en el paacuterrafo anterior sobre las condiciones que deben reunir los espacios coacutesmicos para que se puedan formar estrellas se hallan fundamentalmente en las llamadas nebulosas oscuras En esas nubes del espacio se suelen dar condiciones con una densidad promedio en un rango
que va de 100 a 10000 partiacuteculas por cmsup3 (el promedio es de 01
a 20 partiacuteculas por cmsup3 y de temperaturas que no superan los 15deg K Una nebulosa oscura es una gran nube que se observa en el cielo como una pobre regioacuten de estrellas donde el polvo y los gases interestelares se hallan significativamente concentrados Pueden ser vistas si una parte de sus emisiones o reflexiones se oscurecen o como sucede con la nebulosa del Saco de Carboacuten
Nebulosa Oscura Saco de CarboacutenUna de las nebulosas maacutes conocidas por los habitantes del hemisferio sur Se sabe de ella desde que fue observada en 1499 por Vicente Yaacutenez Pinzoacuten cuando integraba la expedicioacuten de Hernando de MagallanesEl Saco del Carboacuten es una de las maacutes prominentes nebulosa oscura visible en los surentildeos cielos Es bien visible a simple vista y se parece a un oscuro y gran bancal de la Viacutea Laacutectea Se ubica con facilidad en la parte meridional de la conocida Cruz del Sur y oscurece y cubre unos 26 grados cuadrados del cielo con partes ubicadas en la constelacioacuten de La Mosca y otras en Centauro
(figura de la derecha) en que la luz de algunas de sus estrellas laquomaacutes viejasraquo ubicadas en las profundidades de la nube no es bloqueada por la materia interestelar Las nebulosas oscuras tienen formas bastante irregulares No tienen un liacutemite externo claramente definido y a veces adquieren formas como serpentinas enrolladas Cuando son grandes pueden ser observadas a simple vista asemejaacutendose a plantillas oscuras contrapuestas al fondo maacutes brillante de la Viacutea Laacutectea El hidroacutegeno que se halla almacenado en estas opacas y oscuras nubes se encuentra en estado molecular A las grandes nebulosas de este tipo se les conocen bajo el nombre de gigantes nubes moleculares (GNM o GMC) y su tamantildeo es un milloacuten de veces el del Sol En su interior contienen una gran cantidad de masa del medio interestelar
con una dimensioacuten de unos 150 al una densidad media que va de las 100 a las 300 moleacuteculas por cmsup3 y una temperatura interna que fluctuacutea entre los 7 y 15 grados K Las GNM estaacuten compuestas principalmente de gas y polvo pero ademaacutes contienen una cantidad importante de estrellas El nuacutecleo de esas nubes es invisible al ojo humano y es perceptible solamente a traveacutes de las emisiones de microondas emanadas de sus moleacuteculas constitutivas Esta radiacioacuten no es absorbida por el polvo y no escapa con facilidad de la nube El material que se encuentra almacenado en las GNM se agrupa en distintos tamantildeos con nubes que se ubican por debajo de las masas de las estrellas y los maacutes pequentildeos pueden medir hasta un antildeo luz (al)Esa nubes tambieacuten cuentan con su propio campo magneacutetico interno el cual les sirve de escudo de ayuda contra su propia gravedad Las GNM juegan un importante rol en la dinaacutemica de las galaxias En efecto cuando una estrella pasa cerca de una GNM la gravedad de eacutesta afectaraacute considerablemente a la oacuterbita de la estrella Al cabo de varios encuentros cercanos una estrella de mediana edad seraacute afectada significativamente en su direccioacuten y velocidad orbital alongando su oacuterbita desde la condicioacuten circular primaria heredada de la GNM como tienen las estrellas recieacuten nacidas Este fenoacutemeno es una herramienta de gran utilidad para los astroacutenomos para estimar las edades de las estrellas y estudiar la densidad del disco galaacutectico
Ahora profundizando un poco sobre las nubes moleculares eacutestas ndash por densidad y tamantildeondash permiten la formacioacuten
de hidroacutegeno molecular H2 Sin embargo se trata de una moleacutecula bastante difiacutecil de detectar lo que implica rastrearla a traveacutes de moleacuteculas de monoacutexido de carbono (CO) La relacioacuten entre la luminosidad del CO y la masa del H2 es aproximadamente constante pese a que existen razones para dudar que sea asiacute dado lo que se observa en algunas galaxias
En la Viacutea Laacutectea las nubes moleculares asumen un tamantildeo que corresponde aproximadamente a la mitad del espacio orbital del Sol lo que las transforma en un componente significativo del disco galaacutectico Seguacuten los catastros que se tienen confeccionados sobre nubes moleculares en la galaxia registran que la mayoriacutea de ellas se encuentran agrupadas en objetos maacutes masivos que abarcan varios millones de masas solares Por lo general se hallan ubicadas en planos con dimensiones aproximadas de entre 50 y 75 pc (no dejan de ser grandecitas) pero son mucho maacutes finas que los otros componentes gaseosos que cohabita por esos lugares como el hidroacutegeno atoacutemico e ionizado Se piensa que las nubes moleculares deberiacutean existir extensivamente
sobre todo dentro de los brazos espirales de la galaxia pero ello es incierto dado el hecho de las dificultades que se tienen para estimar distancia y en otras galaxias que han sido observadas en alta resolucioacuten se ha logrado ver a los respectivos brazos espirales claramente delineados pero no sensibles a un fondo uniforme de emisiones de CO Para muchos de los astrofiacutesicos la formacioacuten de nuevas estrellas en el universo ocurre hoy solamente dentro de las nubes moleculares Lo piensan asiacute dado que ello seriacutea una consecuencia natural de sus altas densidades bajas temperaturas y de la evidencia observada en grandes nubes formadoras que han sido confinadas en gran medida por la propia gravedad de lo embrionado como ser estrellas planetas y galaxias mas que por la accioacuten externa como sucede con las nubes del cielo Esta evidencia nace del hecho de las laquoturbulentasraquo velocidades deducidas de las liacuteneas de latitud del CO que se mueven a una velocidad semejante a la orbital ( una relacioacuten virial )
Nebulosa Molecular CarinaDentro de algunos millones de antildeos la radiacioacuten de las brillantes estrellas que se hallan alojadas en esta nebulosa habraacute dado cuenta de la totalidad del gas y moleacuteculas que auacuten conserva La nube molecular se ha desagregado de la Nebulosa Eta Carina u Ojo de la Cerradura Las nuevas estrellas que se han formado se hallan visibles y sus enrojecidas imaacutegenes es el producto de la azul luz dispersada preferentemente por el penetrante polvo La imagen de arriba tiene una extensioacuten aproximada de dos antildeos luz y fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble en 1999
En resumen las nubes moleculares seriacutean el medio para la formacioacuten del laquocigotoraquo de estrellas Como lo mencionamos estaacuten formadas de gas y polvo El gas es predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Pero a diferencia de los animales ese laquocigoto estelarraquo se formariacutea por el colapso y fragmentacioacuten de las regiones maacutes densas de la nube En esos lugares las partiacuteculas se atraeriacutean por la gravedad y colapsariacutean hacia el centro de las regiones maacutes densas Ahora como contraparte al colapso se halla la presioacuten del gas El problema radica en saber con certeza cuaacutel es el mecanismo que produce el triunfo de la gravedad sobre la presioacuten que ejerce el gas para que la nube de comienzo a la formacioacuten de una estrella Debemos reconocer que hasta ahora la fiacutesica de las nubes moleculares no la entendemos muy bien y es tema de discusioacuten en congresos y simposios de fiacutesicos Sus movimientos internos son gobernados por las turbulencias de un magnetizado y friacuteo gas cuyos turbulentos movimientos son altamente supersoacutenicos pero siacute comparables a las velocidades de los disturbios magneacuteticos Dado lo anterior se piensa que en esos estados los gases deberiacutean perder raacutepidamente energiacutea procediendo a derrumbarse o reinyectarse energeacuteticamente Tambieacuten se puede dar el caso de que las nubes sean perturbadas por alguacuten proceso como ser el de una masiva estrella ya que sabemos que mucha de estas nubes alojan a eacutestas en una fraccioacuten importante de su masa desde antes de su fraccionamiento y colapso para formar cantidades de ellas Sabemos que una de las particularidades de la gravedad es su coalescencia con respecto a la materia Dado lo anterior es natural que se piense que para que se deacute comienzo a un proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas de una nube colapse y se fragmente por efectos gravitatorios Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por consiguiente deberiacutea darse en un momento un mecanismo para que la gravedad sea preeminente sobre los demaacutes componentes y de esa manera la nube puede formar una estrella Por ahora adoptaremos simplificaciones para enumerar los posibles mecaacutenicos que pueden originar la preeminencia de la gravedad aunque en la realidad las nubes moleculares son no son homogeacuteneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes No obstante dentro de los mecanismos que podriacutean dar origen en el interior de una nube interestelar a una estrella como consecuencia de la gravedad se encuentran entre otros los siguientes
1 Una supernova La espectacular explosioacuten de una masiva estrella cuyas fuertes ondas de choque pueden ocasionar el desequilibrio necesario para embrionar a una estrella
2 Las ondas de choque provocadas por la colisioacuten de nubes moleculares 3 Las ondas de densidad que se producen en los brazos espirales de las galaxias Por delante de estas
ondas viajan otras de choque que alteran el medio interno de las nebulosas oscuras 4 Las interacciones galaacutecticas Las interacciones de los medios interestelares que se dan en los espacios
galaacutecticos tambieacuten dan origen a ondas de choque 5 Las ondas teacutermicas de estrellas recieacuten nacidas Una vez que las estrellas logran encender su combustible
empiezan a brillar liberando ondas teacutermicas de choque que dan origen a una especie de efecto laquodominoacuteraquo en la formacioacuten de nuevas estrellas Este pude ser uno de los mecanismos que da origen a los nacimientos estelares masivos en cuacutemulos
ltBLlt fontgtEn la siguiente seccioacuten de esta parte del capiacutetulo III nos vamos a centrar en analizar cada uno de los posibles mecanismos que hemos enumerado para que se formen estrellas como consecuencia de efectos gravitatorios
La mayoriacutea del gas que se concentra en el disco galaacutectico se halla unionizado o en estado neutro y se le denomina
H I Ahora bajo condiciones apropiadas por ejemplo cerca de una caliente estrella o circundante a los efectos de la explosioacuten de una supernova ese gas se puede ionizar y como ya lo hemos estado estudiando cuando ello ocurre a esos lugares se le denominan regiones H II En ambos estados a ese gas se le nombra generalmente como el ISM del medio interestelar
Como podemos deducir de las secciones anteriores las Regiones HII son calentadas (ελ sim 104 K) y bajan hacia el
friacuteo fondo del H I (ελ sim 102 K) asentaacutendose en eacutel Esa ubicacioacuten que asumen las regiones HII ha sido claramente detentada en imaacutegenes de galaxias externas Lo anterior ha sido certificado por evidencias obtenidas a traveacutes de fotografiacuteas directas ( o imaacutegenes CCD) de galaxias que se hallan cercanas a la Viacutea Laacutectea Ello ha sido posible debido al dominio de las liacuteneas espectrales de emisioacuten de varios elementos como el hidroacutegeno en particular del
helio oxiacutegeno carbono calcio silicio hierro etc Imaacutegenes tomadas a un rango de luz de Hα 6583 Aring (o sea a la
liacutenea α de la serie de Balmer) han demostrado con mucha claridad a regiones H II ello debido a que mucha de la luz visible emitida en esas regiones galaacutecticas es generada dentro del rango de esa liacutenea Por consiguiente las regiones H II aparecen en imaacutegenes de color tiacutepicamente rosaacuteceas En las galaxias que maacutes se han hallado regiones H II son en las espirales en especial en los brazos de eacutestas donde las joacutevenes estrellas son ricas en proporcionar fotones ultravioletas que son necesarios para ionizar el gas Las maacutes prominentes estrellas que habitan esas regiones galaacutecticas son las recieacuten nacidas por consiguiente calientes Alguna de esas regiones contiene un nuacutemero maacutes que significativo de esas estrellas cuya produccioacuten de energiacutea pude ionizar una fraccioacuten importante del gas de una galaxia Por otro lado las estrellas que se van formando en las galaxias en lugares fuera de los espirales en su andar por el inicio de la vida estelar se van asociando a los brazos espirales del correspondiente disco galaacutectico lo que implica que debido a sus claras liacuteneas de emisioacuten se transforman en un excelente medio para estudiar la rotatoria y cinemaacutetica de las galaxias Por otra parte las galaxias eliacutepticas y S0 rara vez muestran de forma prominente regionesH II Ello se debe a que se trata fundamentalmente de galaxias viejas y es poco el gas que les queda almacenado como para tener una fertilidad estelar significativa No obstante muestran deacutebiles nebulosas planetarias pero maacutes que todo son rasgos de muestra de la distancia a la que se encuentran
LIacuteNEAS DE IONIZACIOacuteN Y DE EMISIOacuteN
Como ya lo estudiamos anteriormente las regiones H II tienen un cierto tamantildeo alrededor de una fuente de ionizacioacuten que corresponde a un equilibrio formado por el flujo de fotones ionizantes por una parte con la tasa por el cual el plasma se puede enfriar y los electrones ionizados puedan recombinarse con los protones por otra Ahora si la tasa de ionizacioacuten es mayor que la de recombinacioacuten el plasma se ionizaraacute casi en su totalidad En esos casos estudios que se han realizado han sentildealado que menos del uno por ciento del hidroacutegeno aglomerado en esas tiacutepicas regiones no es afectado por la ionizacioacuten A continuacioacuten insertamos fotografiacuteas de tres galaxias espirales en las cuales se muestra el comportamiento que hemos descrito sobre las regiones H II
Figura 03040301- Las fotografiacuteas de arriba muestra a tres galaxias espirales captadas en el ancho de banda del filtro rojo (paneles superiores) y a la luz de Hα (paneles inferiores) Las regionesH II se correlacionan notablemente con los espirales y anillo de la estructura de las galaxias El filtro rojo es muchiacutesimo maacutes sensitivo a la distribucioacuten general de viejas estrellas mientras que por su parte el filtro Hα destaca los sitios de estrellas joacutevenes donde forman regiones
Es importante tener presente en estos estudios que lo fotones ultravioletas por debajo de una longitud de onda de λ = 912 Aring tienen la suficiente energiacutea como para ionizar el hidroacutegeno quitando al electroacuten Eventualmente el electroacuten se recobra pero dado que el gas interestelar tiene una muy baja densidad el proceso de recuperacioacuten puede durar horas Las estrellas maacutes caliente son las fuentes emisoras de fotones UV por excelencia necesario para ionizar el gas Estrellas como las de los tipos O o B y tambieacuten las enanas blancas son las principales a considerar Las temperaturas que se pueden dar en las estrellas O o B va desde 11000 a los 50000 ordm C mientras que las enanas blancas pueden alcanzar cifras bastante mayores en la temperatura de su superficie El mecanismo que conduce a las liacuteneas de emisioacuten es la recombinacioacuten como lo podemos apreciar en el graacutefico que
vamos a insertar maacutes abajo Las importantes a considerar entre otras son Hα a 6563 Aring [NII] a 6583 Aring [OII] a
3726 y [OIII] a 4959 y 5007 Aring
Figura 03040302- Los grafos muestran el espectro de una tiacutepica nebulosa planetaria NGC 1501 y muestran muchas estrechas liacuteneas de emisioacuten de H C O y HeFuente Stanghellini Kaler y Shaw AampA 291 604
En el graacutefico de la figura 03040302 se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes ldquo[ ]rdquo que estaacuten indicando que se trata de liacuteneas conocidas normalmente como ldquoprohibidasrdquo ya que pueden ser observadas solamente bajo condiciones de una muy deacutebil densidad En laboratorio los plasmas que se usan en las investigaciones son generalmente de tan alta densidad que ese tipo de liacuteneas son inobservables ya que se generan de energiacuteas producidas a nivel de la superficie de la Tierra y por ello comportan una alta estabilidad y un largo curso de vida Para los astrofiacutesicos que orientan sus trabajos de investigacioacuten para dilucidar las formas en que nacen las estrellas las liacuteneas de emisioacuten constituyen un excelente medio para obtener diagnoacutesticos sobre las condiciones fiacutesicas del gas aglomerado en las nebulosas planetarias En efecto en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las liacuteneas son
termosensibles mientras que los [ O II ] y [ S II ] entre 6716 y 6731 Aring son maacutes sensibles a la densidad del electroacuten Lo anterior es debido a que las uacuteltimas de las liacuteneas son emitidas a diversos niveles pero con casi la misma energiacutea de excitacioacuten Lo importante es que el cociente que se obtenga sea un diagnoacutestico del proceso de las excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se estaacute estudiando Ahora en cuanto los plasmas que se pueden hallar a estaacutendares terrestres resultan bastante delgados con densidades de partiacuteculas que van desde los 10 a los 106 cm-3
Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en las nebulosas planetarias las observaciones que se efectuacutean en longitudes de ondas de radio ya que en esas frecuencias estas regiones del espacio emiten tiacutepicas radiaciones bremsstrahlung lo que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes del gas de las correspondientes nubes
Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
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- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
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El sateacutelite IRAS catalogoacute millares de condensaciones calientes y densas dentro de las nubes de gas y polvo que podriacutean ser regiones de formacioacuten de las estrellas Arriba se incluyen dos imaacutegenes del IRAS la constelacioacuten de Orioacuten (izquierda) en la cual existen varias regiones de formacioacuten estelar activa y la nube Rho Ophiuchi (derecha)
Ahora bien para responder exactamente a la interrogante que nos formulamos al principio de la paacutegina habremos de recurrir a los astrofiacutesicos teoacutericos y a sus modelos computarizados Como lo hemos mencionado y lo veremos en las siguientes secciones los astrofiacutesicos teoacutericos elaboran sus modelos sobre la formacioacuten de las estrellas sostenieacutendose en gigantescos complejos de nubes moleculares las cuales al fragmentarse por los efectos de la gravedad se empiezan a formar bolas de gas y polvo cuyo proceso lo conocimos en la seccioacuten 0302 Cuando esas bolas se han contraiacutedo hasta alcanzar el tamantildeo del sistema solar su temperatura habraacute alcanzado ya los 1000deg C es decir por encima del punto de fusioacuten de los metales Transcurridos unos 100000 antildeos despueacutes de iniciarse la contraccioacuten la masa que se encontraba aglomerada al principio del proceso seguacuten algunos modelos confiables se aglutina dentro de un espacio que no es mayor que el que ocupa la Tierra con su oacuterbita y su temperatura seriacutea de cientos de miles de grados Lo anterior dariacutea como resultado un objeto astronoacutemico que auacuten no es una estrella pero siacute tiene nombre laquoprotoestrellaraquo
Una vez que se forma la protoestrella eacutesta sigue evolucionando en un proceso que dura unos diez millones de antildeos durante el cual sigue contrayeacutendose y calentaacutendose hasta que comienza a desprenderse a traveacutes de su laquoviento estelarraquo del polvo y gas que la rodea cambiando su denominacioacuten primaria por el de estrella T-Tauri A estas laquoestrellasraquo se les ha logrado identificar dado el hecho de que el polvo caliente que auacuten permanece en su alrededor irradia en el infrarrojo Ademaacutes se ha logrado establecer evidencias de que el gas y polvo remanente que las circunda forman discos giratorios que podriacutean corresponder al inicio de sistemas planetarios
Las ilustraciones de la figura de arriba corresponden a una protoestrella (izquierda) y a una estrella T- Tauri (derecha) En la primera de las nombradas el artista intenta representar a una protoestrella durante su proceso evolutivo en que va desprendieacutendose del polvo y gas que la rodea La segunda representa a una activa T-Tauri naciente de un tamantildeo de dos a cinco veces el del Sol
entre erupciones bajo la tensioacuten de su propia contraccioacuten arrojando llamaradas gigantescas curvadas prominencias (en blanco) y un ondeante viento estelar (en amarillo)
La conducta de una T-Tauri es poco convencional para una estrella e imprevisible salvo que la comparemos con los comportamientos infantiles ya que su edad fluctuacutea entre los cien mil a un milloacuten de antildeos poco para una estrella Las T- Tauri tienen unos espectros de emisioacuten ricos complejos y con frecuencia anoacutemalos Con certeza se hallan rodeadas de gas caliente y de chorros luminosos de materia que aumentan la dificultad de interpretar los procesos fiacutesicos que en ellas se producen Las T-Tauri son desconcertantes por la diversidad de caracteriacutesticas extrantildeas como las mencionadas una diversidad que cuando se llegue a comprender nos ayudaraacute a entender esas estrellas bebes y extrantildeas y los gases que las acompantildean
Modelo de formacioacuten de estrellas
Existen hoy diacutea varios modelos astrofiacutesicos en boga que han sido formulados para tratar de explicar el proceso de
formacioacuten de estrellas La seleccioacuten para realizar una difusioacuten de alguno de ellos no es faacutecil Por ello aquiacute vamos a describir a aquellos que al subscrito le parecen que podriacutean estar maacutes cercanos a ser viables Entre ellos comenzaremos por los que propugnan dos desenlaces posibles del proceso de contraccioacuten de una nube dependiendo entre otras cosas de la cuantiacutea inicial de momento angular Una posibilidad es que el gas y el polvo que se contraen formen dos estrellas que orbiten entre ellas lo que se denomina sistema binario La otra posibilidad es que soacutelo se forme una estrella distribuyeacutendose el momento angular en un sistema planetario auxiliar Si estos modelos son correctos la mitad de las estrellas de nuestra galaxia dado que son binarias seguacuten las observaciones no tendriacutean planetas acompantildeantes mientras que la otra mitad (las estrellas individuales) probablemente siacute tengan sistemas planetarios Esta conclusioacuten (que todas las estrellas individuales tienen planetas) se basa en complicados datos del proceso de transferencia del momento angular en el interior de la nube de gas que auacuten no comprendemos a cabalidad Algunos astrofiacutesicos creen que durante la formacioacuten de la estrella el momento angular puede ser transferido al viento estelar siendo por tanto el de los planetas y su formacioacuten independiente
Sin embargo y dada esas
complicaciones muchos astrofiacutesicos teoacutericos creen que en el nacimiento de una estrella individual como nuestro Sol hay un disco de materia de desecho que gira a su alrededor lo mismo que la clara de un huevo frito rodeando a la yema A ese posible disco se le ha denominado laquonebulosa solarraquo y es de ella desde donde posteriormente se formaron los planetas del sistema solar Pero los problemas matemaacuteticos que plantea la elaboracioacuten de modelos teoacutericos de la nebulosa solar resultan especialmente difiacuteciles porque no hay datos de observacioacuten que orienten a quien construye el modelo Hasta ahora y pese a la gran cantidad de exoplanetas descubiertos nadie ha visto maacutes que un sistema planetario al final de su etapa de formacioacuten el nuestro Pero si hemos de creer en estos modelos de la nebulosa solar los planetas se habriacutean formado cuando la materia del disco comenzoacute a condensarse y a formar grumos Los grumos maacutes grandes acumularon auacuten maacutes fragmentos de materia Seguacuten una teoriacutea el cinturoacuten de asteroides que existe entre Marte y Juacutepiter es una coleccioacuten de grumos que no llegaron a condensarse para formar un auteacutentico planeta Cuando el Sol entroacute en ignicioacuten emitioacute un viento gigantesco que esparcioacute todos los fragmentos que no formaban cuerpos suficientemente grandes tales como lunas y planetas
Pereciese dado los hallazgos de exoplanetas orbitando estrellas que esa descripcioacuten del origen del sistema solar se acercariacutea a la que puede ser la correcta y que los sistemas planetarios seriacutea tan comunes al menos en estrellas semejantes al Sol que es una estrella individual tiacutepica Los datos procedentes de sondas enviadas a los planetas asiacute como las naves que han orbitado a algunos de ellos nos diraacuten mucho maacutes en los proacuteximos antildeos sobre el origen
Una representacioacuten de formacioacuten estelar a partir de una nube de gas y polvo que se contrae por la gravitacioacuten La gigante nube se fragmenta en grumos que a su vez volveran a fragmentarse Uno de estos grumos sigue rotando y contrayeacutendose durante millones de antildeos Final mente se formaraacute un cuacutemulo estelar de algunos cientos de estrellas (un resultado posible) En los momentos que las estrellas comenzaron su ignicioacuten disipan las nubes restantes Estos nacimientos estelares van acompantildeados de chorros de materia que lanzan las nuevas estrellas cuyo origen de ser asiacute lo ignoramos auacuten
de nuestro sistema solar Pero no hay que esperar soluciones raacutepidas Pese a los aterrizajes tripulados en la Luna las rocas lunares traiacutedas a la Tierra y los datos selenoloacutegicos todaviacutea no estamos seguros del origen de la Luna y auacuten menos del origen del sistema solar Hasta ahora solamente tenemos certeza sobre el incremento del nuacutemero de sateacutelites orbitando a los grandes planetas gaseosos asiacute como de caracteriacutesticas de sateacutelites anteriormente conocidos de Juacutepiter y Saturno que han sido clarificadas por las misiones Galileo y Cassini respectivamente El estudio teoacuterico de la nebulosa solar el disco plano de materia que rodeaba al Sol primigenio no es maacutes que un ejemplo especiacutefico de un fenoacutemeno astrofoacutesico general el de los laquodiscos de acrecioacutenraquo Los anillos que rodean Saturno son otro ejemplo de disco de acrecioacuten y quizaacute lo sean tambieacuten la disposicioacuten de las estrellas de una galaxia discoidal Los agujeros negros y las estrellas de neutrones deben estar rodeados tambieacuten de un disco de gas caliente y parece probable que cuando el gas cae en el agujero o en la estrella haya una emisioacuten de sentildeales energeacuteticas En circunstancias especiales la materia tipo gas o polvo tiende sin duda a formar un disco semiestable alrededor de un objeto de masa enorme El estudio matemaacutetico de los discos de acrecioacuten acabaraacute permitieacutendonos comprender de un modo maacutes exacto no soacutelo el origen del sistema solar sino tambieacuten esas desconcertantes que nos llegan desde lo maacutes profundo del espacio
Por lo que hemos logrado conocer de las estrellas a traveacutes de la observacioacuten la impresioacuten que se tiene es de que aproximadamente la mitad de ellas que estaacuten cerca de nosotros tienen una o maacutes compantildeeras andan emparejadas o agrupadas Algunas viven formando triacuteos y hasta cuartetos Las binarias han sido estudiadas bastante extensamente Algunas de ellas en que las estrellas orbitan muy proacuteximas se denominan laquobinarias de contactoraquo pues efectivamente se tocan intercambiando grandes cantidades de masa estelar y ni que hablar de las que son maacutes pequentildeas Recientemente el sateacutelite de rayos X Chandra descubrioacute a dos estrellas enanas blancas orbitando una de la otra cada cinco minuto lo que implica que la distancia que las separa no es maacutes de 80500 km praacutecticamente una quinta parte de la distancia de la Tierra hacia la Luna Lo anterior incrementa la desconcertacioacuten de los astrofiacutesicos ya que por muchos antildeos los ha tenido laquode cabezaraquo el hecho de que miembros de grupos binarios pareciesen tener edades muy distintas Despueacutes de todo si habiacutean nacido al mismo tiempo de la misma nube de gas habriacutean de tener la misma edad Pero si las dos binarias intercambian masa durante su evolucioacuten su edad aparente puede ser muy distinta dado que si a una estrella se le sustrae o antildeade masa puede cambiar su edad aparente La observacioacuten de binarias de contacto y los modelos de computacioacuten confirmaron estos mecanismos de intercambio
Los datos obtenidos por el Chandra en observaciones de rayos X (graacutefico arriba a la izquierda) del sistema binario J08063+1527 (o J0806) muestran que las intensidades de la radiacioacuten variacutean en periacuteodos de 3215 segundos Lo anterior implica que J0806 es un sistema binario de estrellas de enanas blancas que orbitan entre ellas aproximadamente cada 5 minutos lo que deja establecido que se encuantran una de la otra a una distancia muy corta
En los uacuteltimos antildeos se ha observado un creciente aumento de la capacidad para las observaciones astronoacutemica de alta resolucioacuten para los estudios de momentos angulares en todas las longitudes de onda desde rayos X a radio El empotramiento en la Tierra de grandes telescopios y la colocacioacuten en el espacio de sateacutelites todos ellos equipados con tecnologiacuteas de punta tato oacutepticas como interferomeacutetricas nos estaacute permitiendo que exploremos al universo con una capacidad para obtener pormenores para su estudio sin precedentes Con esa implementacioacuten para la observacioacuten de alta resolucioacuten se abren las perspectivas para lograr avances significativos para entender una amplia gama de fenoacutemenos coacutesmicos En detalle las altas resoluciones en las observaciones angulares que se estaacuten alcanzando han comenzado a desempentildear un papel vital en los estudios de los procesos de formacioacuten de las estrellas proporcionando cantidades de elementos de contrastacioacuten con las teoriacuteas circulantes dentro del entorno de los fiacutesicos y astrofiacutesicos como asimismo proporcionar argumentos para formular nuevos modelos Por ahora no sabemos si el modelo sobre la formacioacuten de estrellas que hemos descrito anteriormente tiene aciertos o deberiacutea ser definitivamente arrinconado pronto se sabraacute
Dentro del aacutembito de la astrofiacutesica y tambieacuten de la cosmologiacutea una de las teoriacuteas en boga maacutes concurrida para
citarla con respecto a la formacioacuten de las galaxias en el universo se fundamenta en el modelo conocido como The Laboratory for Cosmological Data Mining (LCDM) En esa teoriacutea se asume que el componente dominante del universo estaacute formado por la materia oscura la cual se cree que consiste ndashprobablemente en su mayor porcentajendash en materia no barioacutenica elementos dominantes seriacutean partiacuteculas elementales no conocidas hasta ahora Por lo que se ha podido observar del universo la materia barioacutenica constituiriacutea solamente un 13 del total de sus
componentes lo que implica que el resto del universo estariacutea compuesto mayoritariamente por un Ω constituido por una constante cosmoloacutegica que no desaparecioacute en el tiempo Una densidad de vaciacuteo que domina con creces las densidades combinadas de energiacutea producida por materia y bariones oscuros Lo anterior ha sido sugerido con rasgos de mucha consistencia en las observaciones de supernovas distantes o extragalaacutecticas Durante las dos uacuteltimas deacutecadas del siglo XX y los antildeos transcurridos de eacutesta del 2000 las simulaciones computarizadas sobre los incrementos gravitacionales observados basados en el modelo LCDM han ayudado significativamente a poder entender el proceso de formacioacuten y las caracteriacutesticas de los halos galaacutecticos tan bien como su distribucioacuten y movimiento en el espacio Tanto es asiacute que comparativamente con otros se trata de un proceso sobre la formacioacuten de la estructura coacutesmica que se puede decir que se entiende y conoce bien Sin embargo las simulaciones cosmoloacutegicas que intentan incluir en ellas la formacioacuten de las estrellas con el objeto de poder realizar comparaciones directas con las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias observadas han resultado bastante difiacuteciles de llevar a cabo a buen teacutermino y por lo tanto sigue siendo una cuestioacuten teoacuterica muy incierta Uno de los referentes problemaacuteticos que asaltan en esos estudios de simulaciones computarizadas es el excedente de radiacioacuten friacutea del gas coacutesmico lo que hace aparecer a las galaxias simuladas muchiacutesimo maacutes luminosas que las observadas desde el propio universo Se piensa que para que ello ocurra debe existir un error importante en los modelos astrofiacutesicos formulados sobre la formacioacuten de las estrellas y sus procesos asociados a sus retrocciones Se ha considerado que ese excesivo enfriamiento que aparece en los computadores guardariacutea relacioacuten con errores teoacutericos sobre la retroaccioacuten como los que pueden producir las explosiones de supernovas o de incorrecciones en las precisiones formuladas sobre los vientos estelares El problema fundamental radica en que todaviacutea no hemos logrado conocer bien la naturaleza fiacutesica de la regeneracioacuten como asimismo en las dificultades matemaacuteticas que se tienen para intentar modelarlos dentro de simulaciones
Velocidad del gas en una galaxia en formacioacuten pequentildea Debido a que el gas se enfriacutea un disco centriacutefugo apoyado se convierte en el centro del halo galaacutectico cuyos bordes los podemos apreciar en las figuras insertadas arriba En el creciente disco gaseoso la formacioacuten de las estrellas produce un viento galaacutectico de gran alcance que se puede escapar de la galaxia
Sin embargo en un estudio realizado en el antildeo 2002 en el departamento de astrofiacutesica del Instituto Max Planck los astrofiacutesicos Springel y Hernquist propusieron un nuevo modelo de simulaciones computarizadas para estudiar la formacioacuten de estrellas En este modelo se intenta explicar la regulacioacuten de la formacioacuten de estrellas por supernovas en los medios interestelares densos (MID) Los cientiacuteficos usando un meacutetodo de anaacutelisis para la fiacutesica de MID del tipo sub-resolucioacuten lograron soslayar con su modelo varios de los problemas matemaacuteticos que usualmente aparecen en este tipo de estudios Tambieacuten ellos por primera vez lograron insertar en las simulaciones una novedosa descripcioacuten para los procesos de retroaccioacuten que efectuacutean los vientos galaacutecticos En los cuadros que hemos fijado en la figura de arriba se muestra los campos de velocidad del gas durante la formacioacuten del disco galaacutectico cuando el viento es incluido en las simulaciones En ese trabajo se demuestra que en las pequentildeas galaxias el viento se puede realmente escapar de ellas transportando el gas y los elementos pesados que fueron sintetizados por estrellas ubicadas fuera de la galaxia Por ello en esos casos la cantidad de gas que queda disponible en la galaxia para la formacioacuten de estrellas llega a ser muy pequentildea No obstante y a pesar de este significativo efecto sobre la luminosidad del disco de formacioacuten sus caracteriacutesticas morfoloacutegicas siguen siendo constantes en las galaxias espirales observadas como lo podemos apreciar en las figuras que insertamos a continuacioacuten
Proyecciones de la densidad de la luminosidad estelar de las galaxias espirales formuladas en simulaciones en las cuales se incluye el viento galaacutectico A la izquierda se muestra a una pequentildea galaxia de una masa total de 1010 mientras que a la izquierda se presenta a una galaxia de una msa 100 veces mayor En ambos casos la morfologiacutea del disco estelar de formacioacuten es absolutamente semejante al de las galaxias espirales observadas
En las galaxias pequentildeas los vientos galaacutecticos adquieren una influencia significativa en la escasa formacioacuten de estrellas ya que de ellas se pueden escapar de la gravedad de sus progenitores los halos de materia oscura Sin embargo los vientos cuando se trata de grandes galaxias son confinados de manera tal que en esos sistemas no juegan un rol significativo para impedir formaciones estelares numerosas En consecuencia se puede pensar que la retroaccioacuten por vientos soacutelo reduce la actividad de la formacioacuten de estrellas en galaxias pequentildeas lo que lleva a coincidir entre las observaciones y las predicciones del modelo LCDM Lo anterior es lo que incentiva a que en la actualidad los vientos galaacutecticos reciban bastante atencioacuten en los estudios teoacutericos Pero ademaacutes los vientos producen otro efecto interesante que es el de transportar los metales a traveacutes del medio intergalaacutectico lo que potencialmente explica porqueacute los elementos pesados se observan en los gases de baja densidad que residen en los espacios intergalaacutecticos como se ha detectado en estudios de liacuteneas espectrales de quaacutesares
La figura de arriba ilustra las diversas simulaciones cosmoloacutegicas que se utilizaron para estudiar la formacioacuten de galaxias en el universo Cada una de las series fueron desarrolladas con distintas dimensiones usando en ello una gama de diversas resoluciones matemaacuteticas En aquellas que aparecen maacutes grandes se insertaron en ellas maacutes de 68 millones de partiacuteculas Combinando los resultados de las distintas series se desarrolloacute un by pass que permite efectuar simulaciones con una gama de posibilidades que permiten estudiar a traveacutes de computacioacuten cualquier tipo de formacioacuten de estrellas en cualquiera de las configuraciones galaacutecticas
En la formulacioacuten del modelo LCDM la formacioacuten de las galaxias son las fundaciones astrofiacutesica que lo sostienen En el espacio primero se van formando pequentildeos objetos que gradualmente por efectos gravitatorios se van fusionando unos con otros para luego convertirse en masivas galaxias Las predicciones matemaacuteticas que se puede obtener para poder establecer una tasa aceptable de formacioacuten de estrellas en el universo son particularmente desafiantes en este modelo ya que establecer el nuacutemero de ellas que se forman en las galaxias requiere que las simulaciones lo resuelvan dentro de un proceso de creacioacuten simultaacutenea en todas aquellas escalas que aparecen como relevantes Es decir se formariacutean en un laquopariacute pasoraquo galaxias y estrellas Esto implica una demanda dinaacutemica substancial para todas las simulaciones Ademaacutes como ya lo hemos mencionado el efecto de retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos es significativamente importante en las galaxias pequentildeas lo que implica incrementar las dificultades en la obtencioacuten de cifras aterrizadas fijadas en los objetivos de dichas simulaciones consideraacutendose el hecho que esas galaxias se encuentran en los liacutemites de las resoluciones En consecuencia y dada esa dificultad no queda maacutes que computar considerando al efecto de retroaccioacuten de los vientos como un elemento constringente en la formacioacuten de estrellas dentro de pequentildeas galaxias De hecho en las simulaciones de este modelo la resolucioacuten total requerida no llegue a un volumen lo suficientemente satisfactorio que sea representativo para el universo observado y maacutes No se espera que en los proacuteximos antildeos los avances en informaacutetica puedan mejorar mucho esta situacioacuten Sin embargo como no estaacute inserto dentro del espiacuteritu de un cientiacutefico quedarse ahiacute Springel y Hernquist han podido soslayar en gran medida este problema En las figuras que fijaremos a continuacioacuten de este paacuterrafo se ilustra esquemaacuteticamente las simulaciones que desarrollaron esos cientiacuteficos en un Linux-Cluster del Center for Parallel Astrophysical Computing at Harvard-CfA Usando una de las secuencias con medidas asociadas a traveacutes de un especial anaacutelisis teacutecnico pudieron extender la gama dinaacutemica del modelo matemaacutetico para la formacioacuten de las galaxias llegando a alcanzar un rango dinaacutemico cercano a las 18 decenas en masas Tambieacuten para cada tamantildeo de series realizaron extensos estudios de las resoluciones lo que permitioacute obtener pruebas confiables de convergencias matemaacuteticas para cada una de las series
Ilustracioacuten computarizada de galaxias consideraacutendose un alto corrimiento al rojo A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas rodeando a una de las primeras estrellas que se forman en una de las galaxias En la simulacioacuten se considera al universo con una edad de un milloacuten de antildeos Los densos puntos blancos sentildealan a las galaxias que estariacutean en un proceso de formacioacuten de estrellas el las cuales el viento se conduce a traveacutes del medio intergalaacutectico Esos vientos son los que forman las burbujas de gas caliente que se aprecia a la derecha como se refleja en el graacutefico de temperatura que comporta la ilustracioacuten
En un fuerte corrimiento al rojo la primera estrella que se forma en las galaxias comienzan a emitir violentas emanaciones hacia el medio intergalaacutectico seguacuten lo que se puede apreciar en la ilustracioacuten de arriba Ahora cuando los vientos galaacutecticos son detenidos por colisiones ello conduce a que se formen burbujas en los MIG los cuales se llenan de un enriquecido gas metaacutelico caliente En consecuencia los vientos galaacutecticos pueden jugar un importante rol para entender el enriquecimiento en metales que se ha observado en gases galaacutecticos de baja densidad Centraacutendonos en las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias posiblemente esos vientos quizaacutes sean los causantes de las bajas tasas de formacioacuten de estrellas en las pequentildeas galaxias Sin la existencia de los vientos las galaxias no llegariacutean a un excesivo enfriamiento y seriacutean substancialmente maacutes brillantes como lo podemos observar en las figuras que a continuacioacuten insertamos
Galaxias en proceso de formacioacuten A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas en los momentos en que la densidad coacutesmica de formacioacuten de estrella se halla cerca de su maacuteximo A la derecha se muestra un close-up de una de las maacutes masivas galaxias que se ha formado hasta ahora en la cual los colores anaranjados muestran a las estrellas mientras que el azul representa al gas
En los graacuteficos que siguen a continuacioacuten se muestran las predicciones obtenidas a traveacutes del modelo compuesto de simulaciones que hemos estado describiendo para la formacioacuten de estrellas en funcioacuten del corrimiento al rojo y de tiempo acumulativo La densidad de la formacioacuten de estrellas se predice en su maacuteximo para un universo joven con un corrimiento al rojo del orden de Ζ = 55 Para la mitad de las estrellas se pronostica que se encontraban en puntos galaacutecticos del espacio hace ya maacutes de 10 mil millones de antildeos La fraccioacuten total de bariones producidos en las muertes de estrellas se considera cerca de un 10 lo que coincide con los datos de las observaciones Sin la inclusioacuten del viento galaacutectico el nuacutemero de bariones habriacutea sido substancialmente maacutes alto lo que seriacutea inconsistente con las observaciones
Historia de la formacioacuten coacutesmica de las estrellas en funcioacuten del tiempo El graacutefico de la izquierda muestra la evolucioacuten de la tasa de densidad en la formacioacuten de estrella en funcioacuten del corrimiento al rojo Los grafos azules corresponden a mediciones de las simulaciones mientras que las liacuteneas son ajuste analiacuteticos de los
resultados El maacuteximo de actividad para la formacioacuten de estrellas estariacutea dada por un corrimiento al rojo de Ζ = sim 55 para un tiempo de mil millones de antildeos de vida del universo En el graacutefico de la derecha se muestra a una fraccioacuten de estrellas de la eacutepoca actual que son maacutes vieja que la edad estimada en el estudio Se puede apreciar que sobre la mitad de las estrellas hoy diacutea tienen una edad que supera los 10 mil millones de antildeos
Quizaacutes el estudio que acabamos de describir sea uno de los maacutes confiables para predecir en el presente la formacioacuten de estrellas en un alto corrimiento al rojo Ello fue posible de concretar combinando la capacidad de procesamiento de supercomputadores modernos con un sofisticado modelo de la fiacutesica para gases radiactivos casi friacuteos formacioacuten de estrellas enriquecimiento de metales y de la retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos y de supernovas Estas simulaciones naturalmente son un paso maacutes para llegar a un conocimiento acabado sobre la evolucioacuten coacutesmica de la formacioacuten de las estrellas Estaacute claro que contiene mucha maacutes informacioacuten sobre el proceso de formacioacuten de las galaxias sobre las caracteriacutesticas del gas galaacutectico y el espacio entre ellas Pero dando pasos se construye la ciencia y si se compara la informacioacuten que se ha obtenido en estas simulaciones con datos detallados de observaciones es posible hacer progresos adicionales para entender mejor la formacioacuten cosmoloacutegica de las galaxias
Aquiacute todaviacutea nos queda pendiente profundizar auacuten maacutes sobre lo que se ha conseguido hasta hoy sobre la formacioacuten de las estrellas Los modelos astrofiacutesicos que hemos descrito son bastante consistentes con las observaciones y la intuicioacuten de quienes se han laquoentretenidoraquo en formularlos De todas maneras esto no queda como lo uacutenico que hasta ahora se puede exponer sobre el tema ya que en la siguiente seccioacuten vamos a incrementar los conceptos sesudos al respecto
Como maacutes de una vez ya expresamos las estrellas se forman y nacen de nubes de materia de gas y polvo que se
aglutina en los medios interestelares (MI) que se hallan por todo el universo En la actualidad se han logrado catalogar a unas 6000 de esas nubes de las cuales algunas alcanzan dimensiones diametrales que bordean los 300000 al (antildeos luz) y masas que fluctuacutean en torno entre 200000300000 veces la del Sol Estaacuten compuestas principalmente de hidroacutegeno amoniaco agua acetileno formalina silicatos carbono etc Ahora estas nubes no soacutelo almacenan los componentes para formar una estrella (o cientos de miles) sino que ademaacutes contienen los elementos necesarios para que en esos lugares coacutesmicos se puedan desarrollar masas planetarias Se trata de
estructuras bastante estables ya que sus sistemas gravitatorios se muestran en general estabilizados salvo cuando son inferidos por alguna interferencia perturbadora como puede ser el caso de la explosioacuten de una cercana supernova En efecto al explosionar una supernova en las cercaniacuteas de una nube interestelar eacutesta en vez de absorber las ondas de choque emitidas por el catastroacutefico evento estelar comienza a contraerse y colapsarse hacia el centro del sistema Al darse esa situacioacuten la energiacutea que se ha liberado en la explosioacuten comienza a calentar ese centro compactando auacuten maacutes la materia que se ha estado colapsando en el nuacutecleo la temperatura se incrementa sustancialmente lo que conlleva a que la radiacioacuten vaya siendo progresivamente cautivada En ese fenoacutemeno se ha producido el nacimiento de una protoestrella
Una vez conformada la protoestrella el siguiente paso que se da dentro del fenoacutemeno es la formacioacuten de una estrella Aunque nunca hemos visto en propiedad el nacimiento de una estrella ya que soacutelo podemos empezar a observarla cuando se enciende siacute nos atrevemos a describir que a partir de la nube originaria se crea un anillo que rodearaacute a la futura estrella y que la bombardearaacute por atraccioacuten enriquecieacutendola de materia hasta un liacutemite en que no podraacute seguir absorbiendo ese material Una vez alcanzada esa satisfaccioacuten estelar una gran parte de materia se escaparaacute a traveacutes de la perpendicular de entrada al disco y formaraacute lo que se denominan como jets bipolares o Herbig-Haro [HH] (materia que como sucede en los acontecimientos astrofiacutesicos es gatillada en pares en direcciones opuestas una por cada polo de ahiacute su nombre) que saldraacuten despedidos a velocidades superiores a los 1000 kms Luego la estrella que se acaba de formar seguiraacute un proceso bastante inestable hasta que alcance su madurez ya que en su nintildeez no dispone de de sistemas compensatorios y tampoco
ha iniciado sus reacciones nucleares
En la medida en que la estrella va asimilando materia atraiacuteda por la gravedad tambieacuten va incrementando su temperatura hasta llegar a tener entre 9 a 10 millones de grados en cuyo preciso momento comenzaraacute las reacciones nucleares la estrella se seguiraacute contrayendo hasta que la presioacuten y temperatura interna sean lo suficientemente grande como para poder compensar el sistema y lograr asiacute el estado de madurez (secuencia principal) mientras las radiaciones y el viento de protones y electrones expulsan a los elementos maacutes livianos del disco Y de darse ese fenoacutemeno esos elementos expulsados formaraacuten un disco circunestelar que podriacutea derivar en un sistema planetario como ocurrioacute en el caso del Sol
El Telescopio Espacial Hubble nos proporciona una detallada visioacuten de los procesos apopleacuteticos eructivos y dinaacutemicos que acompantildean las etapas finales de la formacioacuten de una estrellaEn las tres imaacutegenes de arriba se puede observar el derrumbe del disco circunestelar de polvo y gas que se forma durante el proceso de construccioacuten de una estrella y que a su vez proporciona los ingredientes para la formacioacuten de un sistema planetario En las imaacutegenes tambieacuten se puede apreciar a jets o chorros de gas caliente de varios sistemas embrionarios saliendo de las estrellas que se encuentran en las etapas finales de su formacioacuten
Una vez que la estrella arriba a su madurez se mantendraacute bastante estable por un periacuteodo de tiempo dependiendo del tamantildeo de su masa Pero como la masa es la propiedad maacutes importante de una estrella ello lo vamos a tratar maacutes adelante con cierta detencioacuten Por ahora seguiremos centrando nuestra atencioacuten en la formacioacuten de las estrellas Si bien no tenemos la posibilidad de poder ver como se embriona una estrella no obstante siacute sabemos que se forman de la materia del medio interestelar En consecuencia las zonas del espacio donde probablemente se formen una mayor cantidad de estrellas son aquellas en la que existe una mayor densidad dado que alliacute los aacutetomos y granos de polvo se encuentran maacutes concentrados permitiendo con ello que se ejerza una mayor fuerza de atraccioacuten gravitacional Pero tambieacuten es importante que en esos lugares exista una baja presioacuten del medio que facilite la presencia de bajas temperaturas
Los requisitos que hemos expuesto en el paacuterrafo anterior sobre las condiciones que deben reunir los espacios coacutesmicos para que se puedan formar estrellas se hallan fundamentalmente en las llamadas nebulosas oscuras En esas nubes del espacio se suelen dar condiciones con una densidad promedio en un rango
que va de 100 a 10000 partiacuteculas por cmsup3 (el promedio es de 01
a 20 partiacuteculas por cmsup3 y de temperaturas que no superan los 15deg K Una nebulosa oscura es una gran nube que se observa en el cielo como una pobre regioacuten de estrellas donde el polvo y los gases interestelares se hallan significativamente concentrados Pueden ser vistas si una parte de sus emisiones o reflexiones se oscurecen o como sucede con la nebulosa del Saco de Carboacuten
Nebulosa Oscura Saco de CarboacutenUna de las nebulosas maacutes conocidas por los habitantes del hemisferio sur Se sabe de ella desde que fue observada en 1499 por Vicente Yaacutenez Pinzoacuten cuando integraba la expedicioacuten de Hernando de MagallanesEl Saco del Carboacuten es una de las maacutes prominentes nebulosa oscura visible en los surentildeos cielos Es bien visible a simple vista y se parece a un oscuro y gran bancal de la Viacutea Laacutectea Se ubica con facilidad en la parte meridional de la conocida Cruz del Sur y oscurece y cubre unos 26 grados cuadrados del cielo con partes ubicadas en la constelacioacuten de La Mosca y otras en Centauro
(figura de la derecha) en que la luz de algunas de sus estrellas laquomaacutes viejasraquo ubicadas en las profundidades de la nube no es bloqueada por la materia interestelar Las nebulosas oscuras tienen formas bastante irregulares No tienen un liacutemite externo claramente definido y a veces adquieren formas como serpentinas enrolladas Cuando son grandes pueden ser observadas a simple vista asemejaacutendose a plantillas oscuras contrapuestas al fondo maacutes brillante de la Viacutea Laacutectea El hidroacutegeno que se halla almacenado en estas opacas y oscuras nubes se encuentra en estado molecular A las grandes nebulosas de este tipo se les conocen bajo el nombre de gigantes nubes moleculares (GNM o GMC) y su tamantildeo es un milloacuten de veces el del Sol En su interior contienen una gran cantidad de masa del medio interestelar
con una dimensioacuten de unos 150 al una densidad media que va de las 100 a las 300 moleacuteculas por cmsup3 y una temperatura interna que fluctuacutea entre los 7 y 15 grados K Las GNM estaacuten compuestas principalmente de gas y polvo pero ademaacutes contienen una cantidad importante de estrellas El nuacutecleo de esas nubes es invisible al ojo humano y es perceptible solamente a traveacutes de las emisiones de microondas emanadas de sus moleacuteculas constitutivas Esta radiacioacuten no es absorbida por el polvo y no escapa con facilidad de la nube El material que se encuentra almacenado en las GNM se agrupa en distintos tamantildeos con nubes que se ubican por debajo de las masas de las estrellas y los maacutes pequentildeos pueden medir hasta un antildeo luz (al)Esa nubes tambieacuten cuentan con su propio campo magneacutetico interno el cual les sirve de escudo de ayuda contra su propia gravedad Las GNM juegan un importante rol en la dinaacutemica de las galaxias En efecto cuando una estrella pasa cerca de una GNM la gravedad de eacutesta afectaraacute considerablemente a la oacuterbita de la estrella Al cabo de varios encuentros cercanos una estrella de mediana edad seraacute afectada significativamente en su direccioacuten y velocidad orbital alongando su oacuterbita desde la condicioacuten circular primaria heredada de la GNM como tienen las estrellas recieacuten nacidas Este fenoacutemeno es una herramienta de gran utilidad para los astroacutenomos para estimar las edades de las estrellas y estudiar la densidad del disco galaacutectico
Ahora profundizando un poco sobre las nubes moleculares eacutestas ndash por densidad y tamantildeondash permiten la formacioacuten
de hidroacutegeno molecular H2 Sin embargo se trata de una moleacutecula bastante difiacutecil de detectar lo que implica rastrearla a traveacutes de moleacuteculas de monoacutexido de carbono (CO) La relacioacuten entre la luminosidad del CO y la masa del H2 es aproximadamente constante pese a que existen razones para dudar que sea asiacute dado lo que se observa en algunas galaxias
En la Viacutea Laacutectea las nubes moleculares asumen un tamantildeo que corresponde aproximadamente a la mitad del espacio orbital del Sol lo que las transforma en un componente significativo del disco galaacutectico Seguacuten los catastros que se tienen confeccionados sobre nubes moleculares en la galaxia registran que la mayoriacutea de ellas se encuentran agrupadas en objetos maacutes masivos que abarcan varios millones de masas solares Por lo general se hallan ubicadas en planos con dimensiones aproximadas de entre 50 y 75 pc (no dejan de ser grandecitas) pero son mucho maacutes finas que los otros componentes gaseosos que cohabita por esos lugares como el hidroacutegeno atoacutemico e ionizado Se piensa que las nubes moleculares deberiacutean existir extensivamente
sobre todo dentro de los brazos espirales de la galaxia pero ello es incierto dado el hecho de las dificultades que se tienen para estimar distancia y en otras galaxias que han sido observadas en alta resolucioacuten se ha logrado ver a los respectivos brazos espirales claramente delineados pero no sensibles a un fondo uniforme de emisiones de CO Para muchos de los astrofiacutesicos la formacioacuten de nuevas estrellas en el universo ocurre hoy solamente dentro de las nubes moleculares Lo piensan asiacute dado que ello seriacutea una consecuencia natural de sus altas densidades bajas temperaturas y de la evidencia observada en grandes nubes formadoras que han sido confinadas en gran medida por la propia gravedad de lo embrionado como ser estrellas planetas y galaxias mas que por la accioacuten externa como sucede con las nubes del cielo Esta evidencia nace del hecho de las laquoturbulentasraquo velocidades deducidas de las liacuteneas de latitud del CO que se mueven a una velocidad semejante a la orbital ( una relacioacuten virial )
Nebulosa Molecular CarinaDentro de algunos millones de antildeos la radiacioacuten de las brillantes estrellas que se hallan alojadas en esta nebulosa habraacute dado cuenta de la totalidad del gas y moleacuteculas que auacuten conserva La nube molecular se ha desagregado de la Nebulosa Eta Carina u Ojo de la Cerradura Las nuevas estrellas que se han formado se hallan visibles y sus enrojecidas imaacutegenes es el producto de la azul luz dispersada preferentemente por el penetrante polvo La imagen de arriba tiene una extensioacuten aproximada de dos antildeos luz y fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble en 1999
En resumen las nubes moleculares seriacutean el medio para la formacioacuten del laquocigotoraquo de estrellas Como lo mencionamos estaacuten formadas de gas y polvo El gas es predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Pero a diferencia de los animales ese laquocigoto estelarraquo se formariacutea por el colapso y fragmentacioacuten de las regiones maacutes densas de la nube En esos lugares las partiacuteculas se atraeriacutean por la gravedad y colapsariacutean hacia el centro de las regiones maacutes densas Ahora como contraparte al colapso se halla la presioacuten del gas El problema radica en saber con certeza cuaacutel es el mecanismo que produce el triunfo de la gravedad sobre la presioacuten que ejerce el gas para que la nube de comienzo a la formacioacuten de una estrella Debemos reconocer que hasta ahora la fiacutesica de las nubes moleculares no la entendemos muy bien y es tema de discusioacuten en congresos y simposios de fiacutesicos Sus movimientos internos son gobernados por las turbulencias de un magnetizado y friacuteo gas cuyos turbulentos movimientos son altamente supersoacutenicos pero siacute comparables a las velocidades de los disturbios magneacuteticos Dado lo anterior se piensa que en esos estados los gases deberiacutean perder raacutepidamente energiacutea procediendo a derrumbarse o reinyectarse energeacuteticamente Tambieacuten se puede dar el caso de que las nubes sean perturbadas por alguacuten proceso como ser el de una masiva estrella ya que sabemos que mucha de estas nubes alojan a eacutestas en una fraccioacuten importante de su masa desde antes de su fraccionamiento y colapso para formar cantidades de ellas Sabemos que una de las particularidades de la gravedad es su coalescencia con respecto a la materia Dado lo anterior es natural que se piense que para que se deacute comienzo a un proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas de una nube colapse y se fragmente por efectos gravitatorios Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por consiguiente deberiacutea darse en un momento un mecanismo para que la gravedad sea preeminente sobre los demaacutes componentes y de esa manera la nube puede formar una estrella Por ahora adoptaremos simplificaciones para enumerar los posibles mecaacutenicos que pueden originar la preeminencia de la gravedad aunque en la realidad las nubes moleculares son no son homogeacuteneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes No obstante dentro de los mecanismos que podriacutean dar origen en el interior de una nube interestelar a una estrella como consecuencia de la gravedad se encuentran entre otros los siguientes
1 Una supernova La espectacular explosioacuten de una masiva estrella cuyas fuertes ondas de choque pueden ocasionar el desequilibrio necesario para embrionar a una estrella
2 Las ondas de choque provocadas por la colisioacuten de nubes moleculares 3 Las ondas de densidad que se producen en los brazos espirales de las galaxias Por delante de estas
ondas viajan otras de choque que alteran el medio interno de las nebulosas oscuras 4 Las interacciones galaacutecticas Las interacciones de los medios interestelares que se dan en los espacios
galaacutecticos tambieacuten dan origen a ondas de choque 5 Las ondas teacutermicas de estrellas recieacuten nacidas Una vez que las estrellas logran encender su combustible
empiezan a brillar liberando ondas teacutermicas de choque que dan origen a una especie de efecto laquodominoacuteraquo en la formacioacuten de nuevas estrellas Este pude ser uno de los mecanismos que da origen a los nacimientos estelares masivos en cuacutemulos
ltBLlt fontgtEn la siguiente seccioacuten de esta parte del capiacutetulo III nos vamos a centrar en analizar cada uno de los posibles mecanismos que hemos enumerado para que se formen estrellas como consecuencia de efectos gravitatorios
La mayoriacutea del gas que se concentra en el disco galaacutectico se halla unionizado o en estado neutro y se le denomina
H I Ahora bajo condiciones apropiadas por ejemplo cerca de una caliente estrella o circundante a los efectos de la explosioacuten de una supernova ese gas se puede ionizar y como ya lo hemos estado estudiando cuando ello ocurre a esos lugares se le denominan regiones H II En ambos estados a ese gas se le nombra generalmente como el ISM del medio interestelar
Como podemos deducir de las secciones anteriores las Regiones HII son calentadas (ελ sim 104 K) y bajan hacia el
friacuteo fondo del H I (ελ sim 102 K) asentaacutendose en eacutel Esa ubicacioacuten que asumen las regiones HII ha sido claramente detentada en imaacutegenes de galaxias externas Lo anterior ha sido certificado por evidencias obtenidas a traveacutes de fotografiacuteas directas ( o imaacutegenes CCD) de galaxias que se hallan cercanas a la Viacutea Laacutectea Ello ha sido posible debido al dominio de las liacuteneas espectrales de emisioacuten de varios elementos como el hidroacutegeno en particular del
helio oxiacutegeno carbono calcio silicio hierro etc Imaacutegenes tomadas a un rango de luz de Hα 6583 Aring (o sea a la
liacutenea α de la serie de Balmer) han demostrado con mucha claridad a regiones H II ello debido a que mucha de la luz visible emitida en esas regiones galaacutecticas es generada dentro del rango de esa liacutenea Por consiguiente las regiones H II aparecen en imaacutegenes de color tiacutepicamente rosaacuteceas En las galaxias que maacutes se han hallado regiones H II son en las espirales en especial en los brazos de eacutestas donde las joacutevenes estrellas son ricas en proporcionar fotones ultravioletas que son necesarios para ionizar el gas Las maacutes prominentes estrellas que habitan esas regiones galaacutecticas son las recieacuten nacidas por consiguiente calientes Alguna de esas regiones contiene un nuacutemero maacutes que significativo de esas estrellas cuya produccioacuten de energiacutea pude ionizar una fraccioacuten importante del gas de una galaxia Por otro lado las estrellas que se van formando en las galaxias en lugares fuera de los espirales en su andar por el inicio de la vida estelar se van asociando a los brazos espirales del correspondiente disco galaacutectico lo que implica que debido a sus claras liacuteneas de emisioacuten se transforman en un excelente medio para estudiar la rotatoria y cinemaacutetica de las galaxias Por otra parte las galaxias eliacutepticas y S0 rara vez muestran de forma prominente regionesH II Ello se debe a que se trata fundamentalmente de galaxias viejas y es poco el gas que les queda almacenado como para tener una fertilidad estelar significativa No obstante muestran deacutebiles nebulosas planetarias pero maacutes que todo son rasgos de muestra de la distancia a la que se encuentran
LIacuteNEAS DE IONIZACIOacuteN Y DE EMISIOacuteN
Como ya lo estudiamos anteriormente las regiones H II tienen un cierto tamantildeo alrededor de una fuente de ionizacioacuten que corresponde a un equilibrio formado por el flujo de fotones ionizantes por una parte con la tasa por el cual el plasma se puede enfriar y los electrones ionizados puedan recombinarse con los protones por otra Ahora si la tasa de ionizacioacuten es mayor que la de recombinacioacuten el plasma se ionizaraacute casi en su totalidad En esos casos estudios que se han realizado han sentildealado que menos del uno por ciento del hidroacutegeno aglomerado en esas tiacutepicas regiones no es afectado por la ionizacioacuten A continuacioacuten insertamos fotografiacuteas de tres galaxias espirales en las cuales se muestra el comportamiento que hemos descrito sobre las regiones H II
Figura 03040301- Las fotografiacuteas de arriba muestra a tres galaxias espirales captadas en el ancho de banda del filtro rojo (paneles superiores) y a la luz de Hα (paneles inferiores) Las regionesH II se correlacionan notablemente con los espirales y anillo de la estructura de las galaxias El filtro rojo es muchiacutesimo maacutes sensitivo a la distribucioacuten general de viejas estrellas mientras que por su parte el filtro Hα destaca los sitios de estrellas joacutevenes donde forman regiones
Es importante tener presente en estos estudios que lo fotones ultravioletas por debajo de una longitud de onda de λ = 912 Aring tienen la suficiente energiacutea como para ionizar el hidroacutegeno quitando al electroacuten Eventualmente el electroacuten se recobra pero dado que el gas interestelar tiene una muy baja densidad el proceso de recuperacioacuten puede durar horas Las estrellas maacutes caliente son las fuentes emisoras de fotones UV por excelencia necesario para ionizar el gas Estrellas como las de los tipos O o B y tambieacuten las enanas blancas son las principales a considerar Las temperaturas que se pueden dar en las estrellas O o B va desde 11000 a los 50000 ordm C mientras que las enanas blancas pueden alcanzar cifras bastante mayores en la temperatura de su superficie El mecanismo que conduce a las liacuteneas de emisioacuten es la recombinacioacuten como lo podemos apreciar en el graacutefico que
vamos a insertar maacutes abajo Las importantes a considerar entre otras son Hα a 6563 Aring [NII] a 6583 Aring [OII] a
3726 y [OIII] a 4959 y 5007 Aring
Figura 03040302- Los grafos muestran el espectro de una tiacutepica nebulosa planetaria NGC 1501 y muestran muchas estrechas liacuteneas de emisioacuten de H C O y HeFuente Stanghellini Kaler y Shaw AampA 291 604
En el graacutefico de la figura 03040302 se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes ldquo[ ]rdquo que estaacuten indicando que se trata de liacuteneas conocidas normalmente como ldquoprohibidasrdquo ya que pueden ser observadas solamente bajo condiciones de una muy deacutebil densidad En laboratorio los plasmas que se usan en las investigaciones son generalmente de tan alta densidad que ese tipo de liacuteneas son inobservables ya que se generan de energiacuteas producidas a nivel de la superficie de la Tierra y por ello comportan una alta estabilidad y un largo curso de vida Para los astrofiacutesicos que orientan sus trabajos de investigacioacuten para dilucidar las formas en que nacen las estrellas las liacuteneas de emisioacuten constituyen un excelente medio para obtener diagnoacutesticos sobre las condiciones fiacutesicas del gas aglomerado en las nebulosas planetarias En efecto en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las liacuteneas son
termosensibles mientras que los [ O II ] y [ S II ] entre 6716 y 6731 Aring son maacutes sensibles a la densidad del electroacuten Lo anterior es debido a que las uacuteltimas de las liacuteneas son emitidas a diversos niveles pero con casi la misma energiacutea de excitacioacuten Lo importante es que el cociente que se obtenga sea un diagnoacutestico del proceso de las excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se estaacute estudiando Ahora en cuanto los plasmas que se pueden hallar a estaacutendares terrestres resultan bastante delgados con densidades de partiacuteculas que van desde los 10 a los 106 cm-3
Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en las nebulosas planetarias las observaciones que se efectuacutean en longitudes de ondas de radio ya que en esas frecuencias estas regiones del espacio emiten tiacutepicas radiaciones bremsstrahlung lo que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes del gas de las correspondientes nubes
Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
entre erupciones bajo la tensioacuten de su propia contraccioacuten arrojando llamaradas gigantescas curvadas prominencias (en blanco) y un ondeante viento estelar (en amarillo)
La conducta de una T-Tauri es poco convencional para una estrella e imprevisible salvo que la comparemos con los comportamientos infantiles ya que su edad fluctuacutea entre los cien mil a un milloacuten de antildeos poco para una estrella Las T- Tauri tienen unos espectros de emisioacuten ricos complejos y con frecuencia anoacutemalos Con certeza se hallan rodeadas de gas caliente y de chorros luminosos de materia que aumentan la dificultad de interpretar los procesos fiacutesicos que en ellas se producen Las T-Tauri son desconcertantes por la diversidad de caracteriacutesticas extrantildeas como las mencionadas una diversidad que cuando se llegue a comprender nos ayudaraacute a entender esas estrellas bebes y extrantildeas y los gases que las acompantildean
Modelo de formacioacuten de estrellas
Existen hoy diacutea varios modelos astrofiacutesicos en boga que han sido formulados para tratar de explicar el proceso de
formacioacuten de estrellas La seleccioacuten para realizar una difusioacuten de alguno de ellos no es faacutecil Por ello aquiacute vamos a describir a aquellos que al subscrito le parecen que podriacutean estar maacutes cercanos a ser viables Entre ellos comenzaremos por los que propugnan dos desenlaces posibles del proceso de contraccioacuten de una nube dependiendo entre otras cosas de la cuantiacutea inicial de momento angular Una posibilidad es que el gas y el polvo que se contraen formen dos estrellas que orbiten entre ellas lo que se denomina sistema binario La otra posibilidad es que soacutelo se forme una estrella distribuyeacutendose el momento angular en un sistema planetario auxiliar Si estos modelos son correctos la mitad de las estrellas de nuestra galaxia dado que son binarias seguacuten las observaciones no tendriacutean planetas acompantildeantes mientras que la otra mitad (las estrellas individuales) probablemente siacute tengan sistemas planetarios Esta conclusioacuten (que todas las estrellas individuales tienen planetas) se basa en complicados datos del proceso de transferencia del momento angular en el interior de la nube de gas que auacuten no comprendemos a cabalidad Algunos astrofiacutesicos creen que durante la formacioacuten de la estrella el momento angular puede ser transferido al viento estelar siendo por tanto el de los planetas y su formacioacuten independiente
Sin embargo y dada esas
complicaciones muchos astrofiacutesicos teoacutericos creen que en el nacimiento de una estrella individual como nuestro Sol hay un disco de materia de desecho que gira a su alrededor lo mismo que la clara de un huevo frito rodeando a la yema A ese posible disco se le ha denominado laquonebulosa solarraquo y es de ella desde donde posteriormente se formaron los planetas del sistema solar Pero los problemas matemaacuteticos que plantea la elaboracioacuten de modelos teoacutericos de la nebulosa solar resultan especialmente difiacuteciles porque no hay datos de observacioacuten que orienten a quien construye el modelo Hasta ahora y pese a la gran cantidad de exoplanetas descubiertos nadie ha visto maacutes que un sistema planetario al final de su etapa de formacioacuten el nuestro Pero si hemos de creer en estos modelos de la nebulosa solar los planetas se habriacutean formado cuando la materia del disco comenzoacute a condensarse y a formar grumos Los grumos maacutes grandes acumularon auacuten maacutes fragmentos de materia Seguacuten una teoriacutea el cinturoacuten de asteroides que existe entre Marte y Juacutepiter es una coleccioacuten de grumos que no llegaron a condensarse para formar un auteacutentico planeta Cuando el Sol entroacute en ignicioacuten emitioacute un viento gigantesco que esparcioacute todos los fragmentos que no formaban cuerpos suficientemente grandes tales como lunas y planetas
Pereciese dado los hallazgos de exoplanetas orbitando estrellas que esa descripcioacuten del origen del sistema solar se acercariacutea a la que puede ser la correcta y que los sistemas planetarios seriacutea tan comunes al menos en estrellas semejantes al Sol que es una estrella individual tiacutepica Los datos procedentes de sondas enviadas a los planetas asiacute como las naves que han orbitado a algunos de ellos nos diraacuten mucho maacutes en los proacuteximos antildeos sobre el origen
Una representacioacuten de formacioacuten estelar a partir de una nube de gas y polvo que se contrae por la gravitacioacuten La gigante nube se fragmenta en grumos que a su vez volveran a fragmentarse Uno de estos grumos sigue rotando y contrayeacutendose durante millones de antildeos Final mente se formaraacute un cuacutemulo estelar de algunos cientos de estrellas (un resultado posible) En los momentos que las estrellas comenzaron su ignicioacuten disipan las nubes restantes Estos nacimientos estelares van acompantildeados de chorros de materia que lanzan las nuevas estrellas cuyo origen de ser asiacute lo ignoramos auacuten
de nuestro sistema solar Pero no hay que esperar soluciones raacutepidas Pese a los aterrizajes tripulados en la Luna las rocas lunares traiacutedas a la Tierra y los datos selenoloacutegicos todaviacutea no estamos seguros del origen de la Luna y auacuten menos del origen del sistema solar Hasta ahora solamente tenemos certeza sobre el incremento del nuacutemero de sateacutelites orbitando a los grandes planetas gaseosos asiacute como de caracteriacutesticas de sateacutelites anteriormente conocidos de Juacutepiter y Saturno que han sido clarificadas por las misiones Galileo y Cassini respectivamente El estudio teoacuterico de la nebulosa solar el disco plano de materia que rodeaba al Sol primigenio no es maacutes que un ejemplo especiacutefico de un fenoacutemeno astrofoacutesico general el de los laquodiscos de acrecioacutenraquo Los anillos que rodean Saturno son otro ejemplo de disco de acrecioacuten y quizaacute lo sean tambieacuten la disposicioacuten de las estrellas de una galaxia discoidal Los agujeros negros y las estrellas de neutrones deben estar rodeados tambieacuten de un disco de gas caliente y parece probable que cuando el gas cae en el agujero o en la estrella haya una emisioacuten de sentildeales energeacuteticas En circunstancias especiales la materia tipo gas o polvo tiende sin duda a formar un disco semiestable alrededor de un objeto de masa enorme El estudio matemaacutetico de los discos de acrecioacuten acabaraacute permitieacutendonos comprender de un modo maacutes exacto no soacutelo el origen del sistema solar sino tambieacuten esas desconcertantes que nos llegan desde lo maacutes profundo del espacio
Por lo que hemos logrado conocer de las estrellas a traveacutes de la observacioacuten la impresioacuten que se tiene es de que aproximadamente la mitad de ellas que estaacuten cerca de nosotros tienen una o maacutes compantildeeras andan emparejadas o agrupadas Algunas viven formando triacuteos y hasta cuartetos Las binarias han sido estudiadas bastante extensamente Algunas de ellas en que las estrellas orbitan muy proacuteximas se denominan laquobinarias de contactoraquo pues efectivamente se tocan intercambiando grandes cantidades de masa estelar y ni que hablar de las que son maacutes pequentildeas Recientemente el sateacutelite de rayos X Chandra descubrioacute a dos estrellas enanas blancas orbitando una de la otra cada cinco minuto lo que implica que la distancia que las separa no es maacutes de 80500 km praacutecticamente una quinta parte de la distancia de la Tierra hacia la Luna Lo anterior incrementa la desconcertacioacuten de los astrofiacutesicos ya que por muchos antildeos los ha tenido laquode cabezaraquo el hecho de que miembros de grupos binarios pareciesen tener edades muy distintas Despueacutes de todo si habiacutean nacido al mismo tiempo de la misma nube de gas habriacutean de tener la misma edad Pero si las dos binarias intercambian masa durante su evolucioacuten su edad aparente puede ser muy distinta dado que si a una estrella se le sustrae o antildeade masa puede cambiar su edad aparente La observacioacuten de binarias de contacto y los modelos de computacioacuten confirmaron estos mecanismos de intercambio
Los datos obtenidos por el Chandra en observaciones de rayos X (graacutefico arriba a la izquierda) del sistema binario J08063+1527 (o J0806) muestran que las intensidades de la radiacioacuten variacutean en periacuteodos de 3215 segundos Lo anterior implica que J0806 es un sistema binario de estrellas de enanas blancas que orbitan entre ellas aproximadamente cada 5 minutos lo que deja establecido que se encuantran una de la otra a una distancia muy corta
En los uacuteltimos antildeos se ha observado un creciente aumento de la capacidad para las observaciones astronoacutemica de alta resolucioacuten para los estudios de momentos angulares en todas las longitudes de onda desde rayos X a radio El empotramiento en la Tierra de grandes telescopios y la colocacioacuten en el espacio de sateacutelites todos ellos equipados con tecnologiacuteas de punta tato oacutepticas como interferomeacutetricas nos estaacute permitiendo que exploremos al universo con una capacidad para obtener pormenores para su estudio sin precedentes Con esa implementacioacuten para la observacioacuten de alta resolucioacuten se abren las perspectivas para lograr avances significativos para entender una amplia gama de fenoacutemenos coacutesmicos En detalle las altas resoluciones en las observaciones angulares que se estaacuten alcanzando han comenzado a desempentildear un papel vital en los estudios de los procesos de formacioacuten de las estrellas proporcionando cantidades de elementos de contrastacioacuten con las teoriacuteas circulantes dentro del entorno de los fiacutesicos y astrofiacutesicos como asimismo proporcionar argumentos para formular nuevos modelos Por ahora no sabemos si el modelo sobre la formacioacuten de estrellas que hemos descrito anteriormente tiene aciertos o deberiacutea ser definitivamente arrinconado pronto se sabraacute
Dentro del aacutembito de la astrofiacutesica y tambieacuten de la cosmologiacutea una de las teoriacuteas en boga maacutes concurrida para
citarla con respecto a la formacioacuten de las galaxias en el universo se fundamenta en el modelo conocido como The Laboratory for Cosmological Data Mining (LCDM) En esa teoriacutea se asume que el componente dominante del universo estaacute formado por la materia oscura la cual se cree que consiste ndashprobablemente en su mayor porcentajendash en materia no barioacutenica elementos dominantes seriacutean partiacuteculas elementales no conocidas hasta ahora Por lo que se ha podido observar del universo la materia barioacutenica constituiriacutea solamente un 13 del total de sus
componentes lo que implica que el resto del universo estariacutea compuesto mayoritariamente por un Ω constituido por una constante cosmoloacutegica que no desaparecioacute en el tiempo Una densidad de vaciacuteo que domina con creces las densidades combinadas de energiacutea producida por materia y bariones oscuros Lo anterior ha sido sugerido con rasgos de mucha consistencia en las observaciones de supernovas distantes o extragalaacutecticas Durante las dos uacuteltimas deacutecadas del siglo XX y los antildeos transcurridos de eacutesta del 2000 las simulaciones computarizadas sobre los incrementos gravitacionales observados basados en el modelo LCDM han ayudado significativamente a poder entender el proceso de formacioacuten y las caracteriacutesticas de los halos galaacutecticos tan bien como su distribucioacuten y movimiento en el espacio Tanto es asiacute que comparativamente con otros se trata de un proceso sobre la formacioacuten de la estructura coacutesmica que se puede decir que se entiende y conoce bien Sin embargo las simulaciones cosmoloacutegicas que intentan incluir en ellas la formacioacuten de las estrellas con el objeto de poder realizar comparaciones directas con las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias observadas han resultado bastante difiacuteciles de llevar a cabo a buen teacutermino y por lo tanto sigue siendo una cuestioacuten teoacuterica muy incierta Uno de los referentes problemaacuteticos que asaltan en esos estudios de simulaciones computarizadas es el excedente de radiacioacuten friacutea del gas coacutesmico lo que hace aparecer a las galaxias simuladas muchiacutesimo maacutes luminosas que las observadas desde el propio universo Se piensa que para que ello ocurra debe existir un error importante en los modelos astrofiacutesicos formulados sobre la formacioacuten de las estrellas y sus procesos asociados a sus retrocciones Se ha considerado que ese excesivo enfriamiento que aparece en los computadores guardariacutea relacioacuten con errores teoacutericos sobre la retroaccioacuten como los que pueden producir las explosiones de supernovas o de incorrecciones en las precisiones formuladas sobre los vientos estelares El problema fundamental radica en que todaviacutea no hemos logrado conocer bien la naturaleza fiacutesica de la regeneracioacuten como asimismo en las dificultades matemaacuteticas que se tienen para intentar modelarlos dentro de simulaciones
Velocidad del gas en una galaxia en formacioacuten pequentildea Debido a que el gas se enfriacutea un disco centriacutefugo apoyado se convierte en el centro del halo galaacutectico cuyos bordes los podemos apreciar en las figuras insertadas arriba En el creciente disco gaseoso la formacioacuten de las estrellas produce un viento galaacutectico de gran alcance que se puede escapar de la galaxia
Sin embargo en un estudio realizado en el antildeo 2002 en el departamento de astrofiacutesica del Instituto Max Planck los astrofiacutesicos Springel y Hernquist propusieron un nuevo modelo de simulaciones computarizadas para estudiar la formacioacuten de estrellas En este modelo se intenta explicar la regulacioacuten de la formacioacuten de estrellas por supernovas en los medios interestelares densos (MID) Los cientiacuteficos usando un meacutetodo de anaacutelisis para la fiacutesica de MID del tipo sub-resolucioacuten lograron soslayar con su modelo varios de los problemas matemaacuteticos que usualmente aparecen en este tipo de estudios Tambieacuten ellos por primera vez lograron insertar en las simulaciones una novedosa descripcioacuten para los procesos de retroaccioacuten que efectuacutean los vientos galaacutecticos En los cuadros que hemos fijado en la figura de arriba se muestra los campos de velocidad del gas durante la formacioacuten del disco galaacutectico cuando el viento es incluido en las simulaciones En ese trabajo se demuestra que en las pequentildeas galaxias el viento se puede realmente escapar de ellas transportando el gas y los elementos pesados que fueron sintetizados por estrellas ubicadas fuera de la galaxia Por ello en esos casos la cantidad de gas que queda disponible en la galaxia para la formacioacuten de estrellas llega a ser muy pequentildea No obstante y a pesar de este significativo efecto sobre la luminosidad del disco de formacioacuten sus caracteriacutesticas morfoloacutegicas siguen siendo constantes en las galaxias espirales observadas como lo podemos apreciar en las figuras que insertamos a continuacioacuten
Proyecciones de la densidad de la luminosidad estelar de las galaxias espirales formuladas en simulaciones en las cuales se incluye el viento galaacutectico A la izquierda se muestra a una pequentildea galaxia de una masa total de 1010 mientras que a la izquierda se presenta a una galaxia de una msa 100 veces mayor En ambos casos la morfologiacutea del disco estelar de formacioacuten es absolutamente semejante al de las galaxias espirales observadas
En las galaxias pequentildeas los vientos galaacutecticos adquieren una influencia significativa en la escasa formacioacuten de estrellas ya que de ellas se pueden escapar de la gravedad de sus progenitores los halos de materia oscura Sin embargo los vientos cuando se trata de grandes galaxias son confinados de manera tal que en esos sistemas no juegan un rol significativo para impedir formaciones estelares numerosas En consecuencia se puede pensar que la retroaccioacuten por vientos soacutelo reduce la actividad de la formacioacuten de estrellas en galaxias pequentildeas lo que lleva a coincidir entre las observaciones y las predicciones del modelo LCDM Lo anterior es lo que incentiva a que en la actualidad los vientos galaacutecticos reciban bastante atencioacuten en los estudios teoacutericos Pero ademaacutes los vientos producen otro efecto interesante que es el de transportar los metales a traveacutes del medio intergalaacutectico lo que potencialmente explica porqueacute los elementos pesados se observan en los gases de baja densidad que residen en los espacios intergalaacutecticos como se ha detectado en estudios de liacuteneas espectrales de quaacutesares
La figura de arriba ilustra las diversas simulaciones cosmoloacutegicas que se utilizaron para estudiar la formacioacuten de galaxias en el universo Cada una de las series fueron desarrolladas con distintas dimensiones usando en ello una gama de diversas resoluciones matemaacuteticas En aquellas que aparecen maacutes grandes se insertaron en ellas maacutes de 68 millones de partiacuteculas Combinando los resultados de las distintas series se desarrolloacute un by pass que permite efectuar simulaciones con una gama de posibilidades que permiten estudiar a traveacutes de computacioacuten cualquier tipo de formacioacuten de estrellas en cualquiera de las configuraciones galaacutecticas
En la formulacioacuten del modelo LCDM la formacioacuten de las galaxias son las fundaciones astrofiacutesica que lo sostienen En el espacio primero se van formando pequentildeos objetos que gradualmente por efectos gravitatorios se van fusionando unos con otros para luego convertirse en masivas galaxias Las predicciones matemaacuteticas que se puede obtener para poder establecer una tasa aceptable de formacioacuten de estrellas en el universo son particularmente desafiantes en este modelo ya que establecer el nuacutemero de ellas que se forman en las galaxias requiere que las simulaciones lo resuelvan dentro de un proceso de creacioacuten simultaacutenea en todas aquellas escalas que aparecen como relevantes Es decir se formariacutean en un laquopariacute pasoraquo galaxias y estrellas Esto implica una demanda dinaacutemica substancial para todas las simulaciones Ademaacutes como ya lo hemos mencionado el efecto de retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos es significativamente importante en las galaxias pequentildeas lo que implica incrementar las dificultades en la obtencioacuten de cifras aterrizadas fijadas en los objetivos de dichas simulaciones consideraacutendose el hecho que esas galaxias se encuentran en los liacutemites de las resoluciones En consecuencia y dada esa dificultad no queda maacutes que computar considerando al efecto de retroaccioacuten de los vientos como un elemento constringente en la formacioacuten de estrellas dentro de pequentildeas galaxias De hecho en las simulaciones de este modelo la resolucioacuten total requerida no llegue a un volumen lo suficientemente satisfactorio que sea representativo para el universo observado y maacutes No se espera que en los proacuteximos antildeos los avances en informaacutetica puedan mejorar mucho esta situacioacuten Sin embargo como no estaacute inserto dentro del espiacuteritu de un cientiacutefico quedarse ahiacute Springel y Hernquist han podido soslayar en gran medida este problema En las figuras que fijaremos a continuacioacuten de este paacuterrafo se ilustra esquemaacuteticamente las simulaciones que desarrollaron esos cientiacuteficos en un Linux-Cluster del Center for Parallel Astrophysical Computing at Harvard-CfA Usando una de las secuencias con medidas asociadas a traveacutes de un especial anaacutelisis teacutecnico pudieron extender la gama dinaacutemica del modelo matemaacutetico para la formacioacuten de las galaxias llegando a alcanzar un rango dinaacutemico cercano a las 18 decenas en masas Tambieacuten para cada tamantildeo de series realizaron extensos estudios de las resoluciones lo que permitioacute obtener pruebas confiables de convergencias matemaacuteticas para cada una de las series
Ilustracioacuten computarizada de galaxias consideraacutendose un alto corrimiento al rojo A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas rodeando a una de las primeras estrellas que se forman en una de las galaxias En la simulacioacuten se considera al universo con una edad de un milloacuten de antildeos Los densos puntos blancos sentildealan a las galaxias que estariacutean en un proceso de formacioacuten de estrellas el las cuales el viento se conduce a traveacutes del medio intergalaacutectico Esos vientos son los que forman las burbujas de gas caliente que se aprecia a la derecha como se refleja en el graacutefico de temperatura que comporta la ilustracioacuten
En un fuerte corrimiento al rojo la primera estrella que se forma en las galaxias comienzan a emitir violentas emanaciones hacia el medio intergalaacutectico seguacuten lo que se puede apreciar en la ilustracioacuten de arriba Ahora cuando los vientos galaacutecticos son detenidos por colisiones ello conduce a que se formen burbujas en los MIG los cuales se llenan de un enriquecido gas metaacutelico caliente En consecuencia los vientos galaacutecticos pueden jugar un importante rol para entender el enriquecimiento en metales que se ha observado en gases galaacutecticos de baja densidad Centraacutendonos en las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias posiblemente esos vientos quizaacutes sean los causantes de las bajas tasas de formacioacuten de estrellas en las pequentildeas galaxias Sin la existencia de los vientos las galaxias no llegariacutean a un excesivo enfriamiento y seriacutean substancialmente maacutes brillantes como lo podemos observar en las figuras que a continuacioacuten insertamos
Galaxias en proceso de formacioacuten A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas en los momentos en que la densidad coacutesmica de formacioacuten de estrella se halla cerca de su maacuteximo A la derecha se muestra un close-up de una de las maacutes masivas galaxias que se ha formado hasta ahora en la cual los colores anaranjados muestran a las estrellas mientras que el azul representa al gas
En los graacuteficos que siguen a continuacioacuten se muestran las predicciones obtenidas a traveacutes del modelo compuesto de simulaciones que hemos estado describiendo para la formacioacuten de estrellas en funcioacuten del corrimiento al rojo y de tiempo acumulativo La densidad de la formacioacuten de estrellas se predice en su maacuteximo para un universo joven con un corrimiento al rojo del orden de Ζ = 55 Para la mitad de las estrellas se pronostica que se encontraban en puntos galaacutecticos del espacio hace ya maacutes de 10 mil millones de antildeos La fraccioacuten total de bariones producidos en las muertes de estrellas se considera cerca de un 10 lo que coincide con los datos de las observaciones Sin la inclusioacuten del viento galaacutectico el nuacutemero de bariones habriacutea sido substancialmente maacutes alto lo que seriacutea inconsistente con las observaciones
Historia de la formacioacuten coacutesmica de las estrellas en funcioacuten del tiempo El graacutefico de la izquierda muestra la evolucioacuten de la tasa de densidad en la formacioacuten de estrella en funcioacuten del corrimiento al rojo Los grafos azules corresponden a mediciones de las simulaciones mientras que las liacuteneas son ajuste analiacuteticos de los
resultados El maacuteximo de actividad para la formacioacuten de estrellas estariacutea dada por un corrimiento al rojo de Ζ = sim 55 para un tiempo de mil millones de antildeos de vida del universo En el graacutefico de la derecha se muestra a una fraccioacuten de estrellas de la eacutepoca actual que son maacutes vieja que la edad estimada en el estudio Se puede apreciar que sobre la mitad de las estrellas hoy diacutea tienen una edad que supera los 10 mil millones de antildeos
Quizaacutes el estudio que acabamos de describir sea uno de los maacutes confiables para predecir en el presente la formacioacuten de estrellas en un alto corrimiento al rojo Ello fue posible de concretar combinando la capacidad de procesamiento de supercomputadores modernos con un sofisticado modelo de la fiacutesica para gases radiactivos casi friacuteos formacioacuten de estrellas enriquecimiento de metales y de la retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos y de supernovas Estas simulaciones naturalmente son un paso maacutes para llegar a un conocimiento acabado sobre la evolucioacuten coacutesmica de la formacioacuten de las estrellas Estaacute claro que contiene mucha maacutes informacioacuten sobre el proceso de formacioacuten de las galaxias sobre las caracteriacutesticas del gas galaacutectico y el espacio entre ellas Pero dando pasos se construye la ciencia y si se compara la informacioacuten que se ha obtenido en estas simulaciones con datos detallados de observaciones es posible hacer progresos adicionales para entender mejor la formacioacuten cosmoloacutegica de las galaxias
Aquiacute todaviacutea nos queda pendiente profundizar auacuten maacutes sobre lo que se ha conseguido hasta hoy sobre la formacioacuten de las estrellas Los modelos astrofiacutesicos que hemos descrito son bastante consistentes con las observaciones y la intuicioacuten de quienes se han laquoentretenidoraquo en formularlos De todas maneras esto no queda como lo uacutenico que hasta ahora se puede exponer sobre el tema ya que en la siguiente seccioacuten vamos a incrementar los conceptos sesudos al respecto
Como maacutes de una vez ya expresamos las estrellas se forman y nacen de nubes de materia de gas y polvo que se
aglutina en los medios interestelares (MI) que se hallan por todo el universo En la actualidad se han logrado catalogar a unas 6000 de esas nubes de las cuales algunas alcanzan dimensiones diametrales que bordean los 300000 al (antildeos luz) y masas que fluctuacutean en torno entre 200000300000 veces la del Sol Estaacuten compuestas principalmente de hidroacutegeno amoniaco agua acetileno formalina silicatos carbono etc Ahora estas nubes no soacutelo almacenan los componentes para formar una estrella (o cientos de miles) sino que ademaacutes contienen los elementos necesarios para que en esos lugares coacutesmicos se puedan desarrollar masas planetarias Se trata de
estructuras bastante estables ya que sus sistemas gravitatorios se muestran en general estabilizados salvo cuando son inferidos por alguna interferencia perturbadora como puede ser el caso de la explosioacuten de una cercana supernova En efecto al explosionar una supernova en las cercaniacuteas de una nube interestelar eacutesta en vez de absorber las ondas de choque emitidas por el catastroacutefico evento estelar comienza a contraerse y colapsarse hacia el centro del sistema Al darse esa situacioacuten la energiacutea que se ha liberado en la explosioacuten comienza a calentar ese centro compactando auacuten maacutes la materia que se ha estado colapsando en el nuacutecleo la temperatura se incrementa sustancialmente lo que conlleva a que la radiacioacuten vaya siendo progresivamente cautivada En ese fenoacutemeno se ha producido el nacimiento de una protoestrella
Una vez conformada la protoestrella el siguiente paso que se da dentro del fenoacutemeno es la formacioacuten de una estrella Aunque nunca hemos visto en propiedad el nacimiento de una estrella ya que soacutelo podemos empezar a observarla cuando se enciende siacute nos atrevemos a describir que a partir de la nube originaria se crea un anillo que rodearaacute a la futura estrella y que la bombardearaacute por atraccioacuten enriquecieacutendola de materia hasta un liacutemite en que no podraacute seguir absorbiendo ese material Una vez alcanzada esa satisfaccioacuten estelar una gran parte de materia se escaparaacute a traveacutes de la perpendicular de entrada al disco y formaraacute lo que se denominan como jets bipolares o Herbig-Haro [HH] (materia que como sucede en los acontecimientos astrofiacutesicos es gatillada en pares en direcciones opuestas una por cada polo de ahiacute su nombre) que saldraacuten despedidos a velocidades superiores a los 1000 kms Luego la estrella que se acaba de formar seguiraacute un proceso bastante inestable hasta que alcance su madurez ya que en su nintildeez no dispone de de sistemas compensatorios y tampoco
ha iniciado sus reacciones nucleares
En la medida en que la estrella va asimilando materia atraiacuteda por la gravedad tambieacuten va incrementando su temperatura hasta llegar a tener entre 9 a 10 millones de grados en cuyo preciso momento comenzaraacute las reacciones nucleares la estrella se seguiraacute contrayendo hasta que la presioacuten y temperatura interna sean lo suficientemente grande como para poder compensar el sistema y lograr asiacute el estado de madurez (secuencia principal) mientras las radiaciones y el viento de protones y electrones expulsan a los elementos maacutes livianos del disco Y de darse ese fenoacutemeno esos elementos expulsados formaraacuten un disco circunestelar que podriacutea derivar en un sistema planetario como ocurrioacute en el caso del Sol
El Telescopio Espacial Hubble nos proporciona una detallada visioacuten de los procesos apopleacuteticos eructivos y dinaacutemicos que acompantildean las etapas finales de la formacioacuten de una estrellaEn las tres imaacutegenes de arriba se puede observar el derrumbe del disco circunestelar de polvo y gas que se forma durante el proceso de construccioacuten de una estrella y que a su vez proporciona los ingredientes para la formacioacuten de un sistema planetario En las imaacutegenes tambieacuten se puede apreciar a jets o chorros de gas caliente de varios sistemas embrionarios saliendo de las estrellas que se encuentran en las etapas finales de su formacioacuten
Una vez que la estrella arriba a su madurez se mantendraacute bastante estable por un periacuteodo de tiempo dependiendo del tamantildeo de su masa Pero como la masa es la propiedad maacutes importante de una estrella ello lo vamos a tratar maacutes adelante con cierta detencioacuten Por ahora seguiremos centrando nuestra atencioacuten en la formacioacuten de las estrellas Si bien no tenemos la posibilidad de poder ver como se embriona una estrella no obstante siacute sabemos que se forman de la materia del medio interestelar En consecuencia las zonas del espacio donde probablemente se formen una mayor cantidad de estrellas son aquellas en la que existe una mayor densidad dado que alliacute los aacutetomos y granos de polvo se encuentran maacutes concentrados permitiendo con ello que se ejerza una mayor fuerza de atraccioacuten gravitacional Pero tambieacuten es importante que en esos lugares exista una baja presioacuten del medio que facilite la presencia de bajas temperaturas
Los requisitos que hemos expuesto en el paacuterrafo anterior sobre las condiciones que deben reunir los espacios coacutesmicos para que se puedan formar estrellas se hallan fundamentalmente en las llamadas nebulosas oscuras En esas nubes del espacio se suelen dar condiciones con una densidad promedio en un rango
que va de 100 a 10000 partiacuteculas por cmsup3 (el promedio es de 01
a 20 partiacuteculas por cmsup3 y de temperaturas que no superan los 15deg K Una nebulosa oscura es una gran nube que se observa en el cielo como una pobre regioacuten de estrellas donde el polvo y los gases interestelares se hallan significativamente concentrados Pueden ser vistas si una parte de sus emisiones o reflexiones se oscurecen o como sucede con la nebulosa del Saco de Carboacuten
Nebulosa Oscura Saco de CarboacutenUna de las nebulosas maacutes conocidas por los habitantes del hemisferio sur Se sabe de ella desde que fue observada en 1499 por Vicente Yaacutenez Pinzoacuten cuando integraba la expedicioacuten de Hernando de MagallanesEl Saco del Carboacuten es una de las maacutes prominentes nebulosa oscura visible en los surentildeos cielos Es bien visible a simple vista y se parece a un oscuro y gran bancal de la Viacutea Laacutectea Se ubica con facilidad en la parte meridional de la conocida Cruz del Sur y oscurece y cubre unos 26 grados cuadrados del cielo con partes ubicadas en la constelacioacuten de La Mosca y otras en Centauro
(figura de la derecha) en que la luz de algunas de sus estrellas laquomaacutes viejasraquo ubicadas en las profundidades de la nube no es bloqueada por la materia interestelar Las nebulosas oscuras tienen formas bastante irregulares No tienen un liacutemite externo claramente definido y a veces adquieren formas como serpentinas enrolladas Cuando son grandes pueden ser observadas a simple vista asemejaacutendose a plantillas oscuras contrapuestas al fondo maacutes brillante de la Viacutea Laacutectea El hidroacutegeno que se halla almacenado en estas opacas y oscuras nubes se encuentra en estado molecular A las grandes nebulosas de este tipo se les conocen bajo el nombre de gigantes nubes moleculares (GNM o GMC) y su tamantildeo es un milloacuten de veces el del Sol En su interior contienen una gran cantidad de masa del medio interestelar
con una dimensioacuten de unos 150 al una densidad media que va de las 100 a las 300 moleacuteculas por cmsup3 y una temperatura interna que fluctuacutea entre los 7 y 15 grados K Las GNM estaacuten compuestas principalmente de gas y polvo pero ademaacutes contienen una cantidad importante de estrellas El nuacutecleo de esas nubes es invisible al ojo humano y es perceptible solamente a traveacutes de las emisiones de microondas emanadas de sus moleacuteculas constitutivas Esta radiacioacuten no es absorbida por el polvo y no escapa con facilidad de la nube El material que se encuentra almacenado en las GNM se agrupa en distintos tamantildeos con nubes que se ubican por debajo de las masas de las estrellas y los maacutes pequentildeos pueden medir hasta un antildeo luz (al)Esa nubes tambieacuten cuentan con su propio campo magneacutetico interno el cual les sirve de escudo de ayuda contra su propia gravedad Las GNM juegan un importante rol en la dinaacutemica de las galaxias En efecto cuando una estrella pasa cerca de una GNM la gravedad de eacutesta afectaraacute considerablemente a la oacuterbita de la estrella Al cabo de varios encuentros cercanos una estrella de mediana edad seraacute afectada significativamente en su direccioacuten y velocidad orbital alongando su oacuterbita desde la condicioacuten circular primaria heredada de la GNM como tienen las estrellas recieacuten nacidas Este fenoacutemeno es una herramienta de gran utilidad para los astroacutenomos para estimar las edades de las estrellas y estudiar la densidad del disco galaacutectico
Ahora profundizando un poco sobre las nubes moleculares eacutestas ndash por densidad y tamantildeondash permiten la formacioacuten
de hidroacutegeno molecular H2 Sin embargo se trata de una moleacutecula bastante difiacutecil de detectar lo que implica rastrearla a traveacutes de moleacuteculas de monoacutexido de carbono (CO) La relacioacuten entre la luminosidad del CO y la masa del H2 es aproximadamente constante pese a que existen razones para dudar que sea asiacute dado lo que se observa en algunas galaxias
En la Viacutea Laacutectea las nubes moleculares asumen un tamantildeo que corresponde aproximadamente a la mitad del espacio orbital del Sol lo que las transforma en un componente significativo del disco galaacutectico Seguacuten los catastros que se tienen confeccionados sobre nubes moleculares en la galaxia registran que la mayoriacutea de ellas se encuentran agrupadas en objetos maacutes masivos que abarcan varios millones de masas solares Por lo general se hallan ubicadas en planos con dimensiones aproximadas de entre 50 y 75 pc (no dejan de ser grandecitas) pero son mucho maacutes finas que los otros componentes gaseosos que cohabita por esos lugares como el hidroacutegeno atoacutemico e ionizado Se piensa que las nubes moleculares deberiacutean existir extensivamente
sobre todo dentro de los brazos espirales de la galaxia pero ello es incierto dado el hecho de las dificultades que se tienen para estimar distancia y en otras galaxias que han sido observadas en alta resolucioacuten se ha logrado ver a los respectivos brazos espirales claramente delineados pero no sensibles a un fondo uniforme de emisiones de CO Para muchos de los astrofiacutesicos la formacioacuten de nuevas estrellas en el universo ocurre hoy solamente dentro de las nubes moleculares Lo piensan asiacute dado que ello seriacutea una consecuencia natural de sus altas densidades bajas temperaturas y de la evidencia observada en grandes nubes formadoras que han sido confinadas en gran medida por la propia gravedad de lo embrionado como ser estrellas planetas y galaxias mas que por la accioacuten externa como sucede con las nubes del cielo Esta evidencia nace del hecho de las laquoturbulentasraquo velocidades deducidas de las liacuteneas de latitud del CO que se mueven a una velocidad semejante a la orbital ( una relacioacuten virial )
Nebulosa Molecular CarinaDentro de algunos millones de antildeos la radiacioacuten de las brillantes estrellas que se hallan alojadas en esta nebulosa habraacute dado cuenta de la totalidad del gas y moleacuteculas que auacuten conserva La nube molecular se ha desagregado de la Nebulosa Eta Carina u Ojo de la Cerradura Las nuevas estrellas que se han formado se hallan visibles y sus enrojecidas imaacutegenes es el producto de la azul luz dispersada preferentemente por el penetrante polvo La imagen de arriba tiene una extensioacuten aproximada de dos antildeos luz y fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble en 1999
En resumen las nubes moleculares seriacutean el medio para la formacioacuten del laquocigotoraquo de estrellas Como lo mencionamos estaacuten formadas de gas y polvo El gas es predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Pero a diferencia de los animales ese laquocigoto estelarraquo se formariacutea por el colapso y fragmentacioacuten de las regiones maacutes densas de la nube En esos lugares las partiacuteculas se atraeriacutean por la gravedad y colapsariacutean hacia el centro de las regiones maacutes densas Ahora como contraparte al colapso se halla la presioacuten del gas El problema radica en saber con certeza cuaacutel es el mecanismo que produce el triunfo de la gravedad sobre la presioacuten que ejerce el gas para que la nube de comienzo a la formacioacuten de una estrella Debemos reconocer que hasta ahora la fiacutesica de las nubes moleculares no la entendemos muy bien y es tema de discusioacuten en congresos y simposios de fiacutesicos Sus movimientos internos son gobernados por las turbulencias de un magnetizado y friacuteo gas cuyos turbulentos movimientos son altamente supersoacutenicos pero siacute comparables a las velocidades de los disturbios magneacuteticos Dado lo anterior se piensa que en esos estados los gases deberiacutean perder raacutepidamente energiacutea procediendo a derrumbarse o reinyectarse energeacuteticamente Tambieacuten se puede dar el caso de que las nubes sean perturbadas por alguacuten proceso como ser el de una masiva estrella ya que sabemos que mucha de estas nubes alojan a eacutestas en una fraccioacuten importante de su masa desde antes de su fraccionamiento y colapso para formar cantidades de ellas Sabemos que una de las particularidades de la gravedad es su coalescencia con respecto a la materia Dado lo anterior es natural que se piense que para que se deacute comienzo a un proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas de una nube colapse y se fragmente por efectos gravitatorios Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por consiguiente deberiacutea darse en un momento un mecanismo para que la gravedad sea preeminente sobre los demaacutes componentes y de esa manera la nube puede formar una estrella Por ahora adoptaremos simplificaciones para enumerar los posibles mecaacutenicos que pueden originar la preeminencia de la gravedad aunque en la realidad las nubes moleculares son no son homogeacuteneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes No obstante dentro de los mecanismos que podriacutean dar origen en el interior de una nube interestelar a una estrella como consecuencia de la gravedad se encuentran entre otros los siguientes
1 Una supernova La espectacular explosioacuten de una masiva estrella cuyas fuertes ondas de choque pueden ocasionar el desequilibrio necesario para embrionar a una estrella
2 Las ondas de choque provocadas por la colisioacuten de nubes moleculares 3 Las ondas de densidad que se producen en los brazos espirales de las galaxias Por delante de estas
ondas viajan otras de choque que alteran el medio interno de las nebulosas oscuras 4 Las interacciones galaacutecticas Las interacciones de los medios interestelares que se dan en los espacios
galaacutecticos tambieacuten dan origen a ondas de choque 5 Las ondas teacutermicas de estrellas recieacuten nacidas Una vez que las estrellas logran encender su combustible
empiezan a brillar liberando ondas teacutermicas de choque que dan origen a una especie de efecto laquodominoacuteraquo en la formacioacuten de nuevas estrellas Este pude ser uno de los mecanismos que da origen a los nacimientos estelares masivos en cuacutemulos
ltBLlt fontgtEn la siguiente seccioacuten de esta parte del capiacutetulo III nos vamos a centrar en analizar cada uno de los posibles mecanismos que hemos enumerado para que se formen estrellas como consecuencia de efectos gravitatorios
La mayoriacutea del gas que se concentra en el disco galaacutectico se halla unionizado o en estado neutro y se le denomina
H I Ahora bajo condiciones apropiadas por ejemplo cerca de una caliente estrella o circundante a los efectos de la explosioacuten de una supernova ese gas se puede ionizar y como ya lo hemos estado estudiando cuando ello ocurre a esos lugares se le denominan regiones H II En ambos estados a ese gas se le nombra generalmente como el ISM del medio interestelar
Como podemos deducir de las secciones anteriores las Regiones HII son calentadas (ελ sim 104 K) y bajan hacia el
friacuteo fondo del H I (ελ sim 102 K) asentaacutendose en eacutel Esa ubicacioacuten que asumen las regiones HII ha sido claramente detentada en imaacutegenes de galaxias externas Lo anterior ha sido certificado por evidencias obtenidas a traveacutes de fotografiacuteas directas ( o imaacutegenes CCD) de galaxias que se hallan cercanas a la Viacutea Laacutectea Ello ha sido posible debido al dominio de las liacuteneas espectrales de emisioacuten de varios elementos como el hidroacutegeno en particular del
helio oxiacutegeno carbono calcio silicio hierro etc Imaacutegenes tomadas a un rango de luz de Hα 6583 Aring (o sea a la
liacutenea α de la serie de Balmer) han demostrado con mucha claridad a regiones H II ello debido a que mucha de la luz visible emitida en esas regiones galaacutecticas es generada dentro del rango de esa liacutenea Por consiguiente las regiones H II aparecen en imaacutegenes de color tiacutepicamente rosaacuteceas En las galaxias que maacutes se han hallado regiones H II son en las espirales en especial en los brazos de eacutestas donde las joacutevenes estrellas son ricas en proporcionar fotones ultravioletas que son necesarios para ionizar el gas Las maacutes prominentes estrellas que habitan esas regiones galaacutecticas son las recieacuten nacidas por consiguiente calientes Alguna de esas regiones contiene un nuacutemero maacutes que significativo de esas estrellas cuya produccioacuten de energiacutea pude ionizar una fraccioacuten importante del gas de una galaxia Por otro lado las estrellas que se van formando en las galaxias en lugares fuera de los espirales en su andar por el inicio de la vida estelar se van asociando a los brazos espirales del correspondiente disco galaacutectico lo que implica que debido a sus claras liacuteneas de emisioacuten se transforman en un excelente medio para estudiar la rotatoria y cinemaacutetica de las galaxias Por otra parte las galaxias eliacutepticas y S0 rara vez muestran de forma prominente regionesH II Ello se debe a que se trata fundamentalmente de galaxias viejas y es poco el gas que les queda almacenado como para tener una fertilidad estelar significativa No obstante muestran deacutebiles nebulosas planetarias pero maacutes que todo son rasgos de muestra de la distancia a la que se encuentran
LIacuteNEAS DE IONIZACIOacuteN Y DE EMISIOacuteN
Como ya lo estudiamos anteriormente las regiones H II tienen un cierto tamantildeo alrededor de una fuente de ionizacioacuten que corresponde a un equilibrio formado por el flujo de fotones ionizantes por una parte con la tasa por el cual el plasma se puede enfriar y los electrones ionizados puedan recombinarse con los protones por otra Ahora si la tasa de ionizacioacuten es mayor que la de recombinacioacuten el plasma se ionizaraacute casi en su totalidad En esos casos estudios que se han realizado han sentildealado que menos del uno por ciento del hidroacutegeno aglomerado en esas tiacutepicas regiones no es afectado por la ionizacioacuten A continuacioacuten insertamos fotografiacuteas de tres galaxias espirales en las cuales se muestra el comportamiento que hemos descrito sobre las regiones H II
Figura 03040301- Las fotografiacuteas de arriba muestra a tres galaxias espirales captadas en el ancho de banda del filtro rojo (paneles superiores) y a la luz de Hα (paneles inferiores) Las regionesH II se correlacionan notablemente con los espirales y anillo de la estructura de las galaxias El filtro rojo es muchiacutesimo maacutes sensitivo a la distribucioacuten general de viejas estrellas mientras que por su parte el filtro Hα destaca los sitios de estrellas joacutevenes donde forman regiones
Es importante tener presente en estos estudios que lo fotones ultravioletas por debajo de una longitud de onda de λ = 912 Aring tienen la suficiente energiacutea como para ionizar el hidroacutegeno quitando al electroacuten Eventualmente el electroacuten se recobra pero dado que el gas interestelar tiene una muy baja densidad el proceso de recuperacioacuten puede durar horas Las estrellas maacutes caliente son las fuentes emisoras de fotones UV por excelencia necesario para ionizar el gas Estrellas como las de los tipos O o B y tambieacuten las enanas blancas son las principales a considerar Las temperaturas que se pueden dar en las estrellas O o B va desde 11000 a los 50000 ordm C mientras que las enanas blancas pueden alcanzar cifras bastante mayores en la temperatura de su superficie El mecanismo que conduce a las liacuteneas de emisioacuten es la recombinacioacuten como lo podemos apreciar en el graacutefico que
vamos a insertar maacutes abajo Las importantes a considerar entre otras son Hα a 6563 Aring [NII] a 6583 Aring [OII] a
3726 y [OIII] a 4959 y 5007 Aring
Figura 03040302- Los grafos muestran el espectro de una tiacutepica nebulosa planetaria NGC 1501 y muestran muchas estrechas liacuteneas de emisioacuten de H C O y HeFuente Stanghellini Kaler y Shaw AampA 291 604
En el graacutefico de la figura 03040302 se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes ldquo[ ]rdquo que estaacuten indicando que se trata de liacuteneas conocidas normalmente como ldquoprohibidasrdquo ya que pueden ser observadas solamente bajo condiciones de una muy deacutebil densidad En laboratorio los plasmas que se usan en las investigaciones son generalmente de tan alta densidad que ese tipo de liacuteneas son inobservables ya que se generan de energiacuteas producidas a nivel de la superficie de la Tierra y por ello comportan una alta estabilidad y un largo curso de vida Para los astrofiacutesicos que orientan sus trabajos de investigacioacuten para dilucidar las formas en que nacen las estrellas las liacuteneas de emisioacuten constituyen un excelente medio para obtener diagnoacutesticos sobre las condiciones fiacutesicas del gas aglomerado en las nebulosas planetarias En efecto en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las liacuteneas son
termosensibles mientras que los [ O II ] y [ S II ] entre 6716 y 6731 Aring son maacutes sensibles a la densidad del electroacuten Lo anterior es debido a que las uacuteltimas de las liacuteneas son emitidas a diversos niveles pero con casi la misma energiacutea de excitacioacuten Lo importante es que el cociente que se obtenga sea un diagnoacutestico del proceso de las excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se estaacute estudiando Ahora en cuanto los plasmas que se pueden hallar a estaacutendares terrestres resultan bastante delgados con densidades de partiacuteculas que van desde los 10 a los 106 cm-3
Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en las nebulosas planetarias las observaciones que se efectuacutean en longitudes de ondas de radio ya que en esas frecuencias estas regiones del espacio emiten tiacutepicas radiaciones bremsstrahlung lo que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes del gas de las correspondientes nubes
Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
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Sin embargo y dada esas
complicaciones muchos astrofiacutesicos teoacutericos creen que en el nacimiento de una estrella individual como nuestro Sol hay un disco de materia de desecho que gira a su alrededor lo mismo que la clara de un huevo frito rodeando a la yema A ese posible disco se le ha denominado laquonebulosa solarraquo y es de ella desde donde posteriormente se formaron los planetas del sistema solar Pero los problemas matemaacuteticos que plantea la elaboracioacuten de modelos teoacutericos de la nebulosa solar resultan especialmente difiacuteciles porque no hay datos de observacioacuten que orienten a quien construye el modelo Hasta ahora y pese a la gran cantidad de exoplanetas descubiertos nadie ha visto maacutes que un sistema planetario al final de su etapa de formacioacuten el nuestro Pero si hemos de creer en estos modelos de la nebulosa solar los planetas se habriacutean formado cuando la materia del disco comenzoacute a condensarse y a formar grumos Los grumos maacutes grandes acumularon auacuten maacutes fragmentos de materia Seguacuten una teoriacutea el cinturoacuten de asteroides que existe entre Marte y Juacutepiter es una coleccioacuten de grumos que no llegaron a condensarse para formar un auteacutentico planeta Cuando el Sol entroacute en ignicioacuten emitioacute un viento gigantesco que esparcioacute todos los fragmentos que no formaban cuerpos suficientemente grandes tales como lunas y planetas
Pereciese dado los hallazgos de exoplanetas orbitando estrellas que esa descripcioacuten del origen del sistema solar se acercariacutea a la que puede ser la correcta y que los sistemas planetarios seriacutea tan comunes al menos en estrellas semejantes al Sol que es una estrella individual tiacutepica Los datos procedentes de sondas enviadas a los planetas asiacute como las naves que han orbitado a algunos de ellos nos diraacuten mucho maacutes en los proacuteximos antildeos sobre el origen
Una representacioacuten de formacioacuten estelar a partir de una nube de gas y polvo que se contrae por la gravitacioacuten La gigante nube se fragmenta en grumos que a su vez volveran a fragmentarse Uno de estos grumos sigue rotando y contrayeacutendose durante millones de antildeos Final mente se formaraacute un cuacutemulo estelar de algunos cientos de estrellas (un resultado posible) En los momentos que las estrellas comenzaron su ignicioacuten disipan las nubes restantes Estos nacimientos estelares van acompantildeados de chorros de materia que lanzan las nuevas estrellas cuyo origen de ser asiacute lo ignoramos auacuten
de nuestro sistema solar Pero no hay que esperar soluciones raacutepidas Pese a los aterrizajes tripulados en la Luna las rocas lunares traiacutedas a la Tierra y los datos selenoloacutegicos todaviacutea no estamos seguros del origen de la Luna y auacuten menos del origen del sistema solar Hasta ahora solamente tenemos certeza sobre el incremento del nuacutemero de sateacutelites orbitando a los grandes planetas gaseosos asiacute como de caracteriacutesticas de sateacutelites anteriormente conocidos de Juacutepiter y Saturno que han sido clarificadas por las misiones Galileo y Cassini respectivamente El estudio teoacuterico de la nebulosa solar el disco plano de materia que rodeaba al Sol primigenio no es maacutes que un ejemplo especiacutefico de un fenoacutemeno astrofoacutesico general el de los laquodiscos de acrecioacutenraquo Los anillos que rodean Saturno son otro ejemplo de disco de acrecioacuten y quizaacute lo sean tambieacuten la disposicioacuten de las estrellas de una galaxia discoidal Los agujeros negros y las estrellas de neutrones deben estar rodeados tambieacuten de un disco de gas caliente y parece probable que cuando el gas cae en el agujero o en la estrella haya una emisioacuten de sentildeales energeacuteticas En circunstancias especiales la materia tipo gas o polvo tiende sin duda a formar un disco semiestable alrededor de un objeto de masa enorme El estudio matemaacutetico de los discos de acrecioacuten acabaraacute permitieacutendonos comprender de un modo maacutes exacto no soacutelo el origen del sistema solar sino tambieacuten esas desconcertantes que nos llegan desde lo maacutes profundo del espacio
Por lo que hemos logrado conocer de las estrellas a traveacutes de la observacioacuten la impresioacuten que se tiene es de que aproximadamente la mitad de ellas que estaacuten cerca de nosotros tienen una o maacutes compantildeeras andan emparejadas o agrupadas Algunas viven formando triacuteos y hasta cuartetos Las binarias han sido estudiadas bastante extensamente Algunas de ellas en que las estrellas orbitan muy proacuteximas se denominan laquobinarias de contactoraquo pues efectivamente se tocan intercambiando grandes cantidades de masa estelar y ni que hablar de las que son maacutes pequentildeas Recientemente el sateacutelite de rayos X Chandra descubrioacute a dos estrellas enanas blancas orbitando una de la otra cada cinco minuto lo que implica que la distancia que las separa no es maacutes de 80500 km praacutecticamente una quinta parte de la distancia de la Tierra hacia la Luna Lo anterior incrementa la desconcertacioacuten de los astrofiacutesicos ya que por muchos antildeos los ha tenido laquode cabezaraquo el hecho de que miembros de grupos binarios pareciesen tener edades muy distintas Despueacutes de todo si habiacutean nacido al mismo tiempo de la misma nube de gas habriacutean de tener la misma edad Pero si las dos binarias intercambian masa durante su evolucioacuten su edad aparente puede ser muy distinta dado que si a una estrella se le sustrae o antildeade masa puede cambiar su edad aparente La observacioacuten de binarias de contacto y los modelos de computacioacuten confirmaron estos mecanismos de intercambio
Los datos obtenidos por el Chandra en observaciones de rayos X (graacutefico arriba a la izquierda) del sistema binario J08063+1527 (o J0806) muestran que las intensidades de la radiacioacuten variacutean en periacuteodos de 3215 segundos Lo anterior implica que J0806 es un sistema binario de estrellas de enanas blancas que orbitan entre ellas aproximadamente cada 5 minutos lo que deja establecido que se encuantran una de la otra a una distancia muy corta
En los uacuteltimos antildeos se ha observado un creciente aumento de la capacidad para las observaciones astronoacutemica de alta resolucioacuten para los estudios de momentos angulares en todas las longitudes de onda desde rayos X a radio El empotramiento en la Tierra de grandes telescopios y la colocacioacuten en el espacio de sateacutelites todos ellos equipados con tecnologiacuteas de punta tato oacutepticas como interferomeacutetricas nos estaacute permitiendo que exploremos al universo con una capacidad para obtener pormenores para su estudio sin precedentes Con esa implementacioacuten para la observacioacuten de alta resolucioacuten se abren las perspectivas para lograr avances significativos para entender una amplia gama de fenoacutemenos coacutesmicos En detalle las altas resoluciones en las observaciones angulares que se estaacuten alcanzando han comenzado a desempentildear un papel vital en los estudios de los procesos de formacioacuten de las estrellas proporcionando cantidades de elementos de contrastacioacuten con las teoriacuteas circulantes dentro del entorno de los fiacutesicos y astrofiacutesicos como asimismo proporcionar argumentos para formular nuevos modelos Por ahora no sabemos si el modelo sobre la formacioacuten de estrellas que hemos descrito anteriormente tiene aciertos o deberiacutea ser definitivamente arrinconado pronto se sabraacute
Dentro del aacutembito de la astrofiacutesica y tambieacuten de la cosmologiacutea una de las teoriacuteas en boga maacutes concurrida para
citarla con respecto a la formacioacuten de las galaxias en el universo se fundamenta en el modelo conocido como The Laboratory for Cosmological Data Mining (LCDM) En esa teoriacutea se asume que el componente dominante del universo estaacute formado por la materia oscura la cual se cree que consiste ndashprobablemente en su mayor porcentajendash en materia no barioacutenica elementos dominantes seriacutean partiacuteculas elementales no conocidas hasta ahora Por lo que se ha podido observar del universo la materia barioacutenica constituiriacutea solamente un 13 del total de sus
componentes lo que implica que el resto del universo estariacutea compuesto mayoritariamente por un Ω constituido por una constante cosmoloacutegica que no desaparecioacute en el tiempo Una densidad de vaciacuteo que domina con creces las densidades combinadas de energiacutea producida por materia y bariones oscuros Lo anterior ha sido sugerido con rasgos de mucha consistencia en las observaciones de supernovas distantes o extragalaacutecticas Durante las dos uacuteltimas deacutecadas del siglo XX y los antildeos transcurridos de eacutesta del 2000 las simulaciones computarizadas sobre los incrementos gravitacionales observados basados en el modelo LCDM han ayudado significativamente a poder entender el proceso de formacioacuten y las caracteriacutesticas de los halos galaacutecticos tan bien como su distribucioacuten y movimiento en el espacio Tanto es asiacute que comparativamente con otros se trata de un proceso sobre la formacioacuten de la estructura coacutesmica que se puede decir que se entiende y conoce bien Sin embargo las simulaciones cosmoloacutegicas que intentan incluir en ellas la formacioacuten de las estrellas con el objeto de poder realizar comparaciones directas con las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias observadas han resultado bastante difiacuteciles de llevar a cabo a buen teacutermino y por lo tanto sigue siendo una cuestioacuten teoacuterica muy incierta Uno de los referentes problemaacuteticos que asaltan en esos estudios de simulaciones computarizadas es el excedente de radiacioacuten friacutea del gas coacutesmico lo que hace aparecer a las galaxias simuladas muchiacutesimo maacutes luminosas que las observadas desde el propio universo Se piensa que para que ello ocurra debe existir un error importante en los modelos astrofiacutesicos formulados sobre la formacioacuten de las estrellas y sus procesos asociados a sus retrocciones Se ha considerado que ese excesivo enfriamiento que aparece en los computadores guardariacutea relacioacuten con errores teoacutericos sobre la retroaccioacuten como los que pueden producir las explosiones de supernovas o de incorrecciones en las precisiones formuladas sobre los vientos estelares El problema fundamental radica en que todaviacutea no hemos logrado conocer bien la naturaleza fiacutesica de la regeneracioacuten como asimismo en las dificultades matemaacuteticas que se tienen para intentar modelarlos dentro de simulaciones
Velocidad del gas en una galaxia en formacioacuten pequentildea Debido a que el gas se enfriacutea un disco centriacutefugo apoyado se convierte en el centro del halo galaacutectico cuyos bordes los podemos apreciar en las figuras insertadas arriba En el creciente disco gaseoso la formacioacuten de las estrellas produce un viento galaacutectico de gran alcance que se puede escapar de la galaxia
Sin embargo en un estudio realizado en el antildeo 2002 en el departamento de astrofiacutesica del Instituto Max Planck los astrofiacutesicos Springel y Hernquist propusieron un nuevo modelo de simulaciones computarizadas para estudiar la formacioacuten de estrellas En este modelo se intenta explicar la regulacioacuten de la formacioacuten de estrellas por supernovas en los medios interestelares densos (MID) Los cientiacuteficos usando un meacutetodo de anaacutelisis para la fiacutesica de MID del tipo sub-resolucioacuten lograron soslayar con su modelo varios de los problemas matemaacuteticos que usualmente aparecen en este tipo de estudios Tambieacuten ellos por primera vez lograron insertar en las simulaciones una novedosa descripcioacuten para los procesos de retroaccioacuten que efectuacutean los vientos galaacutecticos En los cuadros que hemos fijado en la figura de arriba se muestra los campos de velocidad del gas durante la formacioacuten del disco galaacutectico cuando el viento es incluido en las simulaciones En ese trabajo se demuestra que en las pequentildeas galaxias el viento se puede realmente escapar de ellas transportando el gas y los elementos pesados que fueron sintetizados por estrellas ubicadas fuera de la galaxia Por ello en esos casos la cantidad de gas que queda disponible en la galaxia para la formacioacuten de estrellas llega a ser muy pequentildea No obstante y a pesar de este significativo efecto sobre la luminosidad del disco de formacioacuten sus caracteriacutesticas morfoloacutegicas siguen siendo constantes en las galaxias espirales observadas como lo podemos apreciar en las figuras que insertamos a continuacioacuten
Proyecciones de la densidad de la luminosidad estelar de las galaxias espirales formuladas en simulaciones en las cuales se incluye el viento galaacutectico A la izquierda se muestra a una pequentildea galaxia de una masa total de 1010 mientras que a la izquierda se presenta a una galaxia de una msa 100 veces mayor En ambos casos la morfologiacutea del disco estelar de formacioacuten es absolutamente semejante al de las galaxias espirales observadas
En las galaxias pequentildeas los vientos galaacutecticos adquieren una influencia significativa en la escasa formacioacuten de estrellas ya que de ellas se pueden escapar de la gravedad de sus progenitores los halos de materia oscura Sin embargo los vientos cuando se trata de grandes galaxias son confinados de manera tal que en esos sistemas no juegan un rol significativo para impedir formaciones estelares numerosas En consecuencia se puede pensar que la retroaccioacuten por vientos soacutelo reduce la actividad de la formacioacuten de estrellas en galaxias pequentildeas lo que lleva a coincidir entre las observaciones y las predicciones del modelo LCDM Lo anterior es lo que incentiva a que en la actualidad los vientos galaacutecticos reciban bastante atencioacuten en los estudios teoacutericos Pero ademaacutes los vientos producen otro efecto interesante que es el de transportar los metales a traveacutes del medio intergalaacutectico lo que potencialmente explica porqueacute los elementos pesados se observan en los gases de baja densidad que residen en los espacios intergalaacutecticos como se ha detectado en estudios de liacuteneas espectrales de quaacutesares
La figura de arriba ilustra las diversas simulaciones cosmoloacutegicas que se utilizaron para estudiar la formacioacuten de galaxias en el universo Cada una de las series fueron desarrolladas con distintas dimensiones usando en ello una gama de diversas resoluciones matemaacuteticas En aquellas que aparecen maacutes grandes se insertaron en ellas maacutes de 68 millones de partiacuteculas Combinando los resultados de las distintas series se desarrolloacute un by pass que permite efectuar simulaciones con una gama de posibilidades que permiten estudiar a traveacutes de computacioacuten cualquier tipo de formacioacuten de estrellas en cualquiera de las configuraciones galaacutecticas
En la formulacioacuten del modelo LCDM la formacioacuten de las galaxias son las fundaciones astrofiacutesica que lo sostienen En el espacio primero se van formando pequentildeos objetos que gradualmente por efectos gravitatorios se van fusionando unos con otros para luego convertirse en masivas galaxias Las predicciones matemaacuteticas que se puede obtener para poder establecer una tasa aceptable de formacioacuten de estrellas en el universo son particularmente desafiantes en este modelo ya que establecer el nuacutemero de ellas que se forman en las galaxias requiere que las simulaciones lo resuelvan dentro de un proceso de creacioacuten simultaacutenea en todas aquellas escalas que aparecen como relevantes Es decir se formariacutean en un laquopariacute pasoraquo galaxias y estrellas Esto implica una demanda dinaacutemica substancial para todas las simulaciones Ademaacutes como ya lo hemos mencionado el efecto de retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos es significativamente importante en las galaxias pequentildeas lo que implica incrementar las dificultades en la obtencioacuten de cifras aterrizadas fijadas en los objetivos de dichas simulaciones consideraacutendose el hecho que esas galaxias se encuentran en los liacutemites de las resoluciones En consecuencia y dada esa dificultad no queda maacutes que computar considerando al efecto de retroaccioacuten de los vientos como un elemento constringente en la formacioacuten de estrellas dentro de pequentildeas galaxias De hecho en las simulaciones de este modelo la resolucioacuten total requerida no llegue a un volumen lo suficientemente satisfactorio que sea representativo para el universo observado y maacutes No se espera que en los proacuteximos antildeos los avances en informaacutetica puedan mejorar mucho esta situacioacuten Sin embargo como no estaacute inserto dentro del espiacuteritu de un cientiacutefico quedarse ahiacute Springel y Hernquist han podido soslayar en gran medida este problema En las figuras que fijaremos a continuacioacuten de este paacuterrafo se ilustra esquemaacuteticamente las simulaciones que desarrollaron esos cientiacuteficos en un Linux-Cluster del Center for Parallel Astrophysical Computing at Harvard-CfA Usando una de las secuencias con medidas asociadas a traveacutes de un especial anaacutelisis teacutecnico pudieron extender la gama dinaacutemica del modelo matemaacutetico para la formacioacuten de las galaxias llegando a alcanzar un rango dinaacutemico cercano a las 18 decenas en masas Tambieacuten para cada tamantildeo de series realizaron extensos estudios de las resoluciones lo que permitioacute obtener pruebas confiables de convergencias matemaacuteticas para cada una de las series
Ilustracioacuten computarizada de galaxias consideraacutendose un alto corrimiento al rojo A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas rodeando a una de las primeras estrellas que se forman en una de las galaxias En la simulacioacuten se considera al universo con una edad de un milloacuten de antildeos Los densos puntos blancos sentildealan a las galaxias que estariacutean en un proceso de formacioacuten de estrellas el las cuales el viento se conduce a traveacutes del medio intergalaacutectico Esos vientos son los que forman las burbujas de gas caliente que se aprecia a la derecha como se refleja en el graacutefico de temperatura que comporta la ilustracioacuten
En un fuerte corrimiento al rojo la primera estrella que se forma en las galaxias comienzan a emitir violentas emanaciones hacia el medio intergalaacutectico seguacuten lo que se puede apreciar en la ilustracioacuten de arriba Ahora cuando los vientos galaacutecticos son detenidos por colisiones ello conduce a que se formen burbujas en los MIG los cuales se llenan de un enriquecido gas metaacutelico caliente En consecuencia los vientos galaacutecticos pueden jugar un importante rol para entender el enriquecimiento en metales que se ha observado en gases galaacutecticos de baja densidad Centraacutendonos en las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias posiblemente esos vientos quizaacutes sean los causantes de las bajas tasas de formacioacuten de estrellas en las pequentildeas galaxias Sin la existencia de los vientos las galaxias no llegariacutean a un excesivo enfriamiento y seriacutean substancialmente maacutes brillantes como lo podemos observar en las figuras que a continuacioacuten insertamos
Galaxias en proceso de formacioacuten A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas en los momentos en que la densidad coacutesmica de formacioacuten de estrella se halla cerca de su maacuteximo A la derecha se muestra un close-up de una de las maacutes masivas galaxias que se ha formado hasta ahora en la cual los colores anaranjados muestran a las estrellas mientras que el azul representa al gas
En los graacuteficos que siguen a continuacioacuten se muestran las predicciones obtenidas a traveacutes del modelo compuesto de simulaciones que hemos estado describiendo para la formacioacuten de estrellas en funcioacuten del corrimiento al rojo y de tiempo acumulativo La densidad de la formacioacuten de estrellas se predice en su maacuteximo para un universo joven con un corrimiento al rojo del orden de Ζ = 55 Para la mitad de las estrellas se pronostica que se encontraban en puntos galaacutecticos del espacio hace ya maacutes de 10 mil millones de antildeos La fraccioacuten total de bariones producidos en las muertes de estrellas se considera cerca de un 10 lo que coincide con los datos de las observaciones Sin la inclusioacuten del viento galaacutectico el nuacutemero de bariones habriacutea sido substancialmente maacutes alto lo que seriacutea inconsistente con las observaciones
Historia de la formacioacuten coacutesmica de las estrellas en funcioacuten del tiempo El graacutefico de la izquierda muestra la evolucioacuten de la tasa de densidad en la formacioacuten de estrella en funcioacuten del corrimiento al rojo Los grafos azules corresponden a mediciones de las simulaciones mientras que las liacuteneas son ajuste analiacuteticos de los
resultados El maacuteximo de actividad para la formacioacuten de estrellas estariacutea dada por un corrimiento al rojo de Ζ = sim 55 para un tiempo de mil millones de antildeos de vida del universo En el graacutefico de la derecha se muestra a una fraccioacuten de estrellas de la eacutepoca actual que son maacutes vieja que la edad estimada en el estudio Se puede apreciar que sobre la mitad de las estrellas hoy diacutea tienen una edad que supera los 10 mil millones de antildeos
Quizaacutes el estudio que acabamos de describir sea uno de los maacutes confiables para predecir en el presente la formacioacuten de estrellas en un alto corrimiento al rojo Ello fue posible de concretar combinando la capacidad de procesamiento de supercomputadores modernos con un sofisticado modelo de la fiacutesica para gases radiactivos casi friacuteos formacioacuten de estrellas enriquecimiento de metales y de la retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos y de supernovas Estas simulaciones naturalmente son un paso maacutes para llegar a un conocimiento acabado sobre la evolucioacuten coacutesmica de la formacioacuten de las estrellas Estaacute claro que contiene mucha maacutes informacioacuten sobre el proceso de formacioacuten de las galaxias sobre las caracteriacutesticas del gas galaacutectico y el espacio entre ellas Pero dando pasos se construye la ciencia y si se compara la informacioacuten que se ha obtenido en estas simulaciones con datos detallados de observaciones es posible hacer progresos adicionales para entender mejor la formacioacuten cosmoloacutegica de las galaxias
Aquiacute todaviacutea nos queda pendiente profundizar auacuten maacutes sobre lo que se ha conseguido hasta hoy sobre la formacioacuten de las estrellas Los modelos astrofiacutesicos que hemos descrito son bastante consistentes con las observaciones y la intuicioacuten de quienes se han laquoentretenidoraquo en formularlos De todas maneras esto no queda como lo uacutenico que hasta ahora se puede exponer sobre el tema ya que en la siguiente seccioacuten vamos a incrementar los conceptos sesudos al respecto
Como maacutes de una vez ya expresamos las estrellas se forman y nacen de nubes de materia de gas y polvo que se
aglutina en los medios interestelares (MI) que se hallan por todo el universo En la actualidad se han logrado catalogar a unas 6000 de esas nubes de las cuales algunas alcanzan dimensiones diametrales que bordean los 300000 al (antildeos luz) y masas que fluctuacutean en torno entre 200000300000 veces la del Sol Estaacuten compuestas principalmente de hidroacutegeno amoniaco agua acetileno formalina silicatos carbono etc Ahora estas nubes no soacutelo almacenan los componentes para formar una estrella (o cientos de miles) sino que ademaacutes contienen los elementos necesarios para que en esos lugares coacutesmicos se puedan desarrollar masas planetarias Se trata de
estructuras bastante estables ya que sus sistemas gravitatorios se muestran en general estabilizados salvo cuando son inferidos por alguna interferencia perturbadora como puede ser el caso de la explosioacuten de una cercana supernova En efecto al explosionar una supernova en las cercaniacuteas de una nube interestelar eacutesta en vez de absorber las ondas de choque emitidas por el catastroacutefico evento estelar comienza a contraerse y colapsarse hacia el centro del sistema Al darse esa situacioacuten la energiacutea que se ha liberado en la explosioacuten comienza a calentar ese centro compactando auacuten maacutes la materia que se ha estado colapsando en el nuacutecleo la temperatura se incrementa sustancialmente lo que conlleva a que la radiacioacuten vaya siendo progresivamente cautivada En ese fenoacutemeno se ha producido el nacimiento de una protoestrella
Una vez conformada la protoestrella el siguiente paso que se da dentro del fenoacutemeno es la formacioacuten de una estrella Aunque nunca hemos visto en propiedad el nacimiento de una estrella ya que soacutelo podemos empezar a observarla cuando se enciende siacute nos atrevemos a describir que a partir de la nube originaria se crea un anillo que rodearaacute a la futura estrella y que la bombardearaacute por atraccioacuten enriquecieacutendola de materia hasta un liacutemite en que no podraacute seguir absorbiendo ese material Una vez alcanzada esa satisfaccioacuten estelar una gran parte de materia se escaparaacute a traveacutes de la perpendicular de entrada al disco y formaraacute lo que se denominan como jets bipolares o Herbig-Haro [HH] (materia que como sucede en los acontecimientos astrofiacutesicos es gatillada en pares en direcciones opuestas una por cada polo de ahiacute su nombre) que saldraacuten despedidos a velocidades superiores a los 1000 kms Luego la estrella que se acaba de formar seguiraacute un proceso bastante inestable hasta que alcance su madurez ya que en su nintildeez no dispone de de sistemas compensatorios y tampoco
ha iniciado sus reacciones nucleares
En la medida en que la estrella va asimilando materia atraiacuteda por la gravedad tambieacuten va incrementando su temperatura hasta llegar a tener entre 9 a 10 millones de grados en cuyo preciso momento comenzaraacute las reacciones nucleares la estrella se seguiraacute contrayendo hasta que la presioacuten y temperatura interna sean lo suficientemente grande como para poder compensar el sistema y lograr asiacute el estado de madurez (secuencia principal) mientras las radiaciones y el viento de protones y electrones expulsan a los elementos maacutes livianos del disco Y de darse ese fenoacutemeno esos elementos expulsados formaraacuten un disco circunestelar que podriacutea derivar en un sistema planetario como ocurrioacute en el caso del Sol
El Telescopio Espacial Hubble nos proporciona una detallada visioacuten de los procesos apopleacuteticos eructivos y dinaacutemicos que acompantildean las etapas finales de la formacioacuten de una estrellaEn las tres imaacutegenes de arriba se puede observar el derrumbe del disco circunestelar de polvo y gas que se forma durante el proceso de construccioacuten de una estrella y que a su vez proporciona los ingredientes para la formacioacuten de un sistema planetario En las imaacutegenes tambieacuten se puede apreciar a jets o chorros de gas caliente de varios sistemas embrionarios saliendo de las estrellas que se encuentran en las etapas finales de su formacioacuten
Una vez que la estrella arriba a su madurez se mantendraacute bastante estable por un periacuteodo de tiempo dependiendo del tamantildeo de su masa Pero como la masa es la propiedad maacutes importante de una estrella ello lo vamos a tratar maacutes adelante con cierta detencioacuten Por ahora seguiremos centrando nuestra atencioacuten en la formacioacuten de las estrellas Si bien no tenemos la posibilidad de poder ver como se embriona una estrella no obstante siacute sabemos que se forman de la materia del medio interestelar En consecuencia las zonas del espacio donde probablemente se formen una mayor cantidad de estrellas son aquellas en la que existe una mayor densidad dado que alliacute los aacutetomos y granos de polvo se encuentran maacutes concentrados permitiendo con ello que se ejerza una mayor fuerza de atraccioacuten gravitacional Pero tambieacuten es importante que en esos lugares exista una baja presioacuten del medio que facilite la presencia de bajas temperaturas
Los requisitos que hemos expuesto en el paacuterrafo anterior sobre las condiciones que deben reunir los espacios coacutesmicos para que se puedan formar estrellas se hallan fundamentalmente en las llamadas nebulosas oscuras En esas nubes del espacio se suelen dar condiciones con una densidad promedio en un rango
que va de 100 a 10000 partiacuteculas por cmsup3 (el promedio es de 01
a 20 partiacuteculas por cmsup3 y de temperaturas que no superan los 15deg K Una nebulosa oscura es una gran nube que se observa en el cielo como una pobre regioacuten de estrellas donde el polvo y los gases interestelares se hallan significativamente concentrados Pueden ser vistas si una parte de sus emisiones o reflexiones se oscurecen o como sucede con la nebulosa del Saco de Carboacuten
Nebulosa Oscura Saco de CarboacutenUna de las nebulosas maacutes conocidas por los habitantes del hemisferio sur Se sabe de ella desde que fue observada en 1499 por Vicente Yaacutenez Pinzoacuten cuando integraba la expedicioacuten de Hernando de MagallanesEl Saco del Carboacuten es una de las maacutes prominentes nebulosa oscura visible en los surentildeos cielos Es bien visible a simple vista y se parece a un oscuro y gran bancal de la Viacutea Laacutectea Se ubica con facilidad en la parte meridional de la conocida Cruz del Sur y oscurece y cubre unos 26 grados cuadrados del cielo con partes ubicadas en la constelacioacuten de La Mosca y otras en Centauro
(figura de la derecha) en que la luz de algunas de sus estrellas laquomaacutes viejasraquo ubicadas en las profundidades de la nube no es bloqueada por la materia interestelar Las nebulosas oscuras tienen formas bastante irregulares No tienen un liacutemite externo claramente definido y a veces adquieren formas como serpentinas enrolladas Cuando son grandes pueden ser observadas a simple vista asemejaacutendose a plantillas oscuras contrapuestas al fondo maacutes brillante de la Viacutea Laacutectea El hidroacutegeno que se halla almacenado en estas opacas y oscuras nubes se encuentra en estado molecular A las grandes nebulosas de este tipo se les conocen bajo el nombre de gigantes nubes moleculares (GNM o GMC) y su tamantildeo es un milloacuten de veces el del Sol En su interior contienen una gran cantidad de masa del medio interestelar
con una dimensioacuten de unos 150 al una densidad media que va de las 100 a las 300 moleacuteculas por cmsup3 y una temperatura interna que fluctuacutea entre los 7 y 15 grados K Las GNM estaacuten compuestas principalmente de gas y polvo pero ademaacutes contienen una cantidad importante de estrellas El nuacutecleo de esas nubes es invisible al ojo humano y es perceptible solamente a traveacutes de las emisiones de microondas emanadas de sus moleacuteculas constitutivas Esta radiacioacuten no es absorbida por el polvo y no escapa con facilidad de la nube El material que se encuentra almacenado en las GNM se agrupa en distintos tamantildeos con nubes que se ubican por debajo de las masas de las estrellas y los maacutes pequentildeos pueden medir hasta un antildeo luz (al)Esa nubes tambieacuten cuentan con su propio campo magneacutetico interno el cual les sirve de escudo de ayuda contra su propia gravedad Las GNM juegan un importante rol en la dinaacutemica de las galaxias En efecto cuando una estrella pasa cerca de una GNM la gravedad de eacutesta afectaraacute considerablemente a la oacuterbita de la estrella Al cabo de varios encuentros cercanos una estrella de mediana edad seraacute afectada significativamente en su direccioacuten y velocidad orbital alongando su oacuterbita desde la condicioacuten circular primaria heredada de la GNM como tienen las estrellas recieacuten nacidas Este fenoacutemeno es una herramienta de gran utilidad para los astroacutenomos para estimar las edades de las estrellas y estudiar la densidad del disco galaacutectico
Ahora profundizando un poco sobre las nubes moleculares eacutestas ndash por densidad y tamantildeondash permiten la formacioacuten
de hidroacutegeno molecular H2 Sin embargo se trata de una moleacutecula bastante difiacutecil de detectar lo que implica rastrearla a traveacutes de moleacuteculas de monoacutexido de carbono (CO) La relacioacuten entre la luminosidad del CO y la masa del H2 es aproximadamente constante pese a que existen razones para dudar que sea asiacute dado lo que se observa en algunas galaxias
En la Viacutea Laacutectea las nubes moleculares asumen un tamantildeo que corresponde aproximadamente a la mitad del espacio orbital del Sol lo que las transforma en un componente significativo del disco galaacutectico Seguacuten los catastros que se tienen confeccionados sobre nubes moleculares en la galaxia registran que la mayoriacutea de ellas se encuentran agrupadas en objetos maacutes masivos que abarcan varios millones de masas solares Por lo general se hallan ubicadas en planos con dimensiones aproximadas de entre 50 y 75 pc (no dejan de ser grandecitas) pero son mucho maacutes finas que los otros componentes gaseosos que cohabita por esos lugares como el hidroacutegeno atoacutemico e ionizado Se piensa que las nubes moleculares deberiacutean existir extensivamente
sobre todo dentro de los brazos espirales de la galaxia pero ello es incierto dado el hecho de las dificultades que se tienen para estimar distancia y en otras galaxias que han sido observadas en alta resolucioacuten se ha logrado ver a los respectivos brazos espirales claramente delineados pero no sensibles a un fondo uniforme de emisiones de CO Para muchos de los astrofiacutesicos la formacioacuten de nuevas estrellas en el universo ocurre hoy solamente dentro de las nubes moleculares Lo piensan asiacute dado que ello seriacutea una consecuencia natural de sus altas densidades bajas temperaturas y de la evidencia observada en grandes nubes formadoras que han sido confinadas en gran medida por la propia gravedad de lo embrionado como ser estrellas planetas y galaxias mas que por la accioacuten externa como sucede con las nubes del cielo Esta evidencia nace del hecho de las laquoturbulentasraquo velocidades deducidas de las liacuteneas de latitud del CO que se mueven a una velocidad semejante a la orbital ( una relacioacuten virial )
Nebulosa Molecular CarinaDentro de algunos millones de antildeos la radiacioacuten de las brillantes estrellas que se hallan alojadas en esta nebulosa habraacute dado cuenta de la totalidad del gas y moleacuteculas que auacuten conserva La nube molecular se ha desagregado de la Nebulosa Eta Carina u Ojo de la Cerradura Las nuevas estrellas que se han formado se hallan visibles y sus enrojecidas imaacutegenes es el producto de la azul luz dispersada preferentemente por el penetrante polvo La imagen de arriba tiene una extensioacuten aproximada de dos antildeos luz y fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble en 1999
En resumen las nubes moleculares seriacutean el medio para la formacioacuten del laquocigotoraquo de estrellas Como lo mencionamos estaacuten formadas de gas y polvo El gas es predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Pero a diferencia de los animales ese laquocigoto estelarraquo se formariacutea por el colapso y fragmentacioacuten de las regiones maacutes densas de la nube En esos lugares las partiacuteculas se atraeriacutean por la gravedad y colapsariacutean hacia el centro de las regiones maacutes densas Ahora como contraparte al colapso se halla la presioacuten del gas El problema radica en saber con certeza cuaacutel es el mecanismo que produce el triunfo de la gravedad sobre la presioacuten que ejerce el gas para que la nube de comienzo a la formacioacuten de una estrella Debemos reconocer que hasta ahora la fiacutesica de las nubes moleculares no la entendemos muy bien y es tema de discusioacuten en congresos y simposios de fiacutesicos Sus movimientos internos son gobernados por las turbulencias de un magnetizado y friacuteo gas cuyos turbulentos movimientos son altamente supersoacutenicos pero siacute comparables a las velocidades de los disturbios magneacuteticos Dado lo anterior se piensa que en esos estados los gases deberiacutean perder raacutepidamente energiacutea procediendo a derrumbarse o reinyectarse energeacuteticamente Tambieacuten se puede dar el caso de que las nubes sean perturbadas por alguacuten proceso como ser el de una masiva estrella ya que sabemos que mucha de estas nubes alojan a eacutestas en una fraccioacuten importante de su masa desde antes de su fraccionamiento y colapso para formar cantidades de ellas Sabemos que una de las particularidades de la gravedad es su coalescencia con respecto a la materia Dado lo anterior es natural que se piense que para que se deacute comienzo a un proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas de una nube colapse y se fragmente por efectos gravitatorios Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por consiguiente deberiacutea darse en un momento un mecanismo para que la gravedad sea preeminente sobre los demaacutes componentes y de esa manera la nube puede formar una estrella Por ahora adoptaremos simplificaciones para enumerar los posibles mecaacutenicos que pueden originar la preeminencia de la gravedad aunque en la realidad las nubes moleculares son no son homogeacuteneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes No obstante dentro de los mecanismos que podriacutean dar origen en el interior de una nube interestelar a una estrella como consecuencia de la gravedad se encuentran entre otros los siguientes
1 Una supernova La espectacular explosioacuten de una masiva estrella cuyas fuertes ondas de choque pueden ocasionar el desequilibrio necesario para embrionar a una estrella
2 Las ondas de choque provocadas por la colisioacuten de nubes moleculares 3 Las ondas de densidad que se producen en los brazos espirales de las galaxias Por delante de estas
ondas viajan otras de choque que alteran el medio interno de las nebulosas oscuras 4 Las interacciones galaacutecticas Las interacciones de los medios interestelares que se dan en los espacios
galaacutecticos tambieacuten dan origen a ondas de choque 5 Las ondas teacutermicas de estrellas recieacuten nacidas Una vez que las estrellas logran encender su combustible
empiezan a brillar liberando ondas teacutermicas de choque que dan origen a una especie de efecto laquodominoacuteraquo en la formacioacuten de nuevas estrellas Este pude ser uno de los mecanismos que da origen a los nacimientos estelares masivos en cuacutemulos
ltBLlt fontgtEn la siguiente seccioacuten de esta parte del capiacutetulo III nos vamos a centrar en analizar cada uno de los posibles mecanismos que hemos enumerado para que se formen estrellas como consecuencia de efectos gravitatorios
La mayoriacutea del gas que se concentra en el disco galaacutectico se halla unionizado o en estado neutro y se le denomina
H I Ahora bajo condiciones apropiadas por ejemplo cerca de una caliente estrella o circundante a los efectos de la explosioacuten de una supernova ese gas se puede ionizar y como ya lo hemos estado estudiando cuando ello ocurre a esos lugares se le denominan regiones H II En ambos estados a ese gas se le nombra generalmente como el ISM del medio interestelar
Como podemos deducir de las secciones anteriores las Regiones HII son calentadas (ελ sim 104 K) y bajan hacia el
friacuteo fondo del H I (ελ sim 102 K) asentaacutendose en eacutel Esa ubicacioacuten que asumen las regiones HII ha sido claramente detentada en imaacutegenes de galaxias externas Lo anterior ha sido certificado por evidencias obtenidas a traveacutes de fotografiacuteas directas ( o imaacutegenes CCD) de galaxias que se hallan cercanas a la Viacutea Laacutectea Ello ha sido posible debido al dominio de las liacuteneas espectrales de emisioacuten de varios elementos como el hidroacutegeno en particular del
helio oxiacutegeno carbono calcio silicio hierro etc Imaacutegenes tomadas a un rango de luz de Hα 6583 Aring (o sea a la
liacutenea α de la serie de Balmer) han demostrado con mucha claridad a regiones H II ello debido a que mucha de la luz visible emitida en esas regiones galaacutecticas es generada dentro del rango de esa liacutenea Por consiguiente las regiones H II aparecen en imaacutegenes de color tiacutepicamente rosaacuteceas En las galaxias que maacutes se han hallado regiones H II son en las espirales en especial en los brazos de eacutestas donde las joacutevenes estrellas son ricas en proporcionar fotones ultravioletas que son necesarios para ionizar el gas Las maacutes prominentes estrellas que habitan esas regiones galaacutecticas son las recieacuten nacidas por consiguiente calientes Alguna de esas regiones contiene un nuacutemero maacutes que significativo de esas estrellas cuya produccioacuten de energiacutea pude ionizar una fraccioacuten importante del gas de una galaxia Por otro lado las estrellas que se van formando en las galaxias en lugares fuera de los espirales en su andar por el inicio de la vida estelar se van asociando a los brazos espirales del correspondiente disco galaacutectico lo que implica que debido a sus claras liacuteneas de emisioacuten se transforman en un excelente medio para estudiar la rotatoria y cinemaacutetica de las galaxias Por otra parte las galaxias eliacutepticas y S0 rara vez muestran de forma prominente regionesH II Ello se debe a que se trata fundamentalmente de galaxias viejas y es poco el gas que les queda almacenado como para tener una fertilidad estelar significativa No obstante muestran deacutebiles nebulosas planetarias pero maacutes que todo son rasgos de muestra de la distancia a la que se encuentran
LIacuteNEAS DE IONIZACIOacuteN Y DE EMISIOacuteN
Como ya lo estudiamos anteriormente las regiones H II tienen un cierto tamantildeo alrededor de una fuente de ionizacioacuten que corresponde a un equilibrio formado por el flujo de fotones ionizantes por una parte con la tasa por el cual el plasma se puede enfriar y los electrones ionizados puedan recombinarse con los protones por otra Ahora si la tasa de ionizacioacuten es mayor que la de recombinacioacuten el plasma se ionizaraacute casi en su totalidad En esos casos estudios que se han realizado han sentildealado que menos del uno por ciento del hidroacutegeno aglomerado en esas tiacutepicas regiones no es afectado por la ionizacioacuten A continuacioacuten insertamos fotografiacuteas de tres galaxias espirales en las cuales se muestra el comportamiento que hemos descrito sobre las regiones H II
Figura 03040301- Las fotografiacuteas de arriba muestra a tres galaxias espirales captadas en el ancho de banda del filtro rojo (paneles superiores) y a la luz de Hα (paneles inferiores) Las regionesH II se correlacionan notablemente con los espirales y anillo de la estructura de las galaxias El filtro rojo es muchiacutesimo maacutes sensitivo a la distribucioacuten general de viejas estrellas mientras que por su parte el filtro Hα destaca los sitios de estrellas joacutevenes donde forman regiones
Es importante tener presente en estos estudios que lo fotones ultravioletas por debajo de una longitud de onda de λ = 912 Aring tienen la suficiente energiacutea como para ionizar el hidroacutegeno quitando al electroacuten Eventualmente el electroacuten se recobra pero dado que el gas interestelar tiene una muy baja densidad el proceso de recuperacioacuten puede durar horas Las estrellas maacutes caliente son las fuentes emisoras de fotones UV por excelencia necesario para ionizar el gas Estrellas como las de los tipos O o B y tambieacuten las enanas blancas son las principales a considerar Las temperaturas que se pueden dar en las estrellas O o B va desde 11000 a los 50000 ordm C mientras que las enanas blancas pueden alcanzar cifras bastante mayores en la temperatura de su superficie El mecanismo que conduce a las liacuteneas de emisioacuten es la recombinacioacuten como lo podemos apreciar en el graacutefico que
vamos a insertar maacutes abajo Las importantes a considerar entre otras son Hα a 6563 Aring [NII] a 6583 Aring [OII] a
3726 y [OIII] a 4959 y 5007 Aring
Figura 03040302- Los grafos muestran el espectro de una tiacutepica nebulosa planetaria NGC 1501 y muestran muchas estrechas liacuteneas de emisioacuten de H C O y HeFuente Stanghellini Kaler y Shaw AampA 291 604
En el graacutefico de la figura 03040302 se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes ldquo[ ]rdquo que estaacuten indicando que se trata de liacuteneas conocidas normalmente como ldquoprohibidasrdquo ya que pueden ser observadas solamente bajo condiciones de una muy deacutebil densidad En laboratorio los plasmas que se usan en las investigaciones son generalmente de tan alta densidad que ese tipo de liacuteneas son inobservables ya que se generan de energiacuteas producidas a nivel de la superficie de la Tierra y por ello comportan una alta estabilidad y un largo curso de vida Para los astrofiacutesicos que orientan sus trabajos de investigacioacuten para dilucidar las formas en que nacen las estrellas las liacuteneas de emisioacuten constituyen un excelente medio para obtener diagnoacutesticos sobre las condiciones fiacutesicas del gas aglomerado en las nebulosas planetarias En efecto en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las liacuteneas son
termosensibles mientras que los [ O II ] y [ S II ] entre 6716 y 6731 Aring son maacutes sensibles a la densidad del electroacuten Lo anterior es debido a que las uacuteltimas de las liacuteneas son emitidas a diversos niveles pero con casi la misma energiacutea de excitacioacuten Lo importante es que el cociente que se obtenga sea un diagnoacutestico del proceso de las excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se estaacute estudiando Ahora en cuanto los plasmas que se pueden hallar a estaacutendares terrestres resultan bastante delgados con densidades de partiacuteculas que van desde los 10 a los 106 cm-3
Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en las nebulosas planetarias las observaciones que se efectuacutean en longitudes de ondas de radio ya que en esas frecuencias estas regiones del espacio emiten tiacutepicas radiaciones bremsstrahlung lo que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes del gas de las correspondientes nubes
Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
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- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
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de nuestro sistema solar Pero no hay que esperar soluciones raacutepidas Pese a los aterrizajes tripulados en la Luna las rocas lunares traiacutedas a la Tierra y los datos selenoloacutegicos todaviacutea no estamos seguros del origen de la Luna y auacuten menos del origen del sistema solar Hasta ahora solamente tenemos certeza sobre el incremento del nuacutemero de sateacutelites orbitando a los grandes planetas gaseosos asiacute como de caracteriacutesticas de sateacutelites anteriormente conocidos de Juacutepiter y Saturno que han sido clarificadas por las misiones Galileo y Cassini respectivamente El estudio teoacuterico de la nebulosa solar el disco plano de materia que rodeaba al Sol primigenio no es maacutes que un ejemplo especiacutefico de un fenoacutemeno astrofoacutesico general el de los laquodiscos de acrecioacutenraquo Los anillos que rodean Saturno son otro ejemplo de disco de acrecioacuten y quizaacute lo sean tambieacuten la disposicioacuten de las estrellas de una galaxia discoidal Los agujeros negros y las estrellas de neutrones deben estar rodeados tambieacuten de un disco de gas caliente y parece probable que cuando el gas cae en el agujero o en la estrella haya una emisioacuten de sentildeales energeacuteticas En circunstancias especiales la materia tipo gas o polvo tiende sin duda a formar un disco semiestable alrededor de un objeto de masa enorme El estudio matemaacutetico de los discos de acrecioacuten acabaraacute permitieacutendonos comprender de un modo maacutes exacto no soacutelo el origen del sistema solar sino tambieacuten esas desconcertantes que nos llegan desde lo maacutes profundo del espacio
Por lo que hemos logrado conocer de las estrellas a traveacutes de la observacioacuten la impresioacuten que se tiene es de que aproximadamente la mitad de ellas que estaacuten cerca de nosotros tienen una o maacutes compantildeeras andan emparejadas o agrupadas Algunas viven formando triacuteos y hasta cuartetos Las binarias han sido estudiadas bastante extensamente Algunas de ellas en que las estrellas orbitan muy proacuteximas se denominan laquobinarias de contactoraquo pues efectivamente se tocan intercambiando grandes cantidades de masa estelar y ni que hablar de las que son maacutes pequentildeas Recientemente el sateacutelite de rayos X Chandra descubrioacute a dos estrellas enanas blancas orbitando una de la otra cada cinco minuto lo que implica que la distancia que las separa no es maacutes de 80500 km praacutecticamente una quinta parte de la distancia de la Tierra hacia la Luna Lo anterior incrementa la desconcertacioacuten de los astrofiacutesicos ya que por muchos antildeos los ha tenido laquode cabezaraquo el hecho de que miembros de grupos binarios pareciesen tener edades muy distintas Despueacutes de todo si habiacutean nacido al mismo tiempo de la misma nube de gas habriacutean de tener la misma edad Pero si las dos binarias intercambian masa durante su evolucioacuten su edad aparente puede ser muy distinta dado que si a una estrella se le sustrae o antildeade masa puede cambiar su edad aparente La observacioacuten de binarias de contacto y los modelos de computacioacuten confirmaron estos mecanismos de intercambio
Los datos obtenidos por el Chandra en observaciones de rayos X (graacutefico arriba a la izquierda) del sistema binario J08063+1527 (o J0806) muestran que las intensidades de la radiacioacuten variacutean en periacuteodos de 3215 segundos Lo anterior implica que J0806 es un sistema binario de estrellas de enanas blancas que orbitan entre ellas aproximadamente cada 5 minutos lo que deja establecido que se encuantran una de la otra a una distancia muy corta
En los uacuteltimos antildeos se ha observado un creciente aumento de la capacidad para las observaciones astronoacutemica de alta resolucioacuten para los estudios de momentos angulares en todas las longitudes de onda desde rayos X a radio El empotramiento en la Tierra de grandes telescopios y la colocacioacuten en el espacio de sateacutelites todos ellos equipados con tecnologiacuteas de punta tato oacutepticas como interferomeacutetricas nos estaacute permitiendo que exploremos al universo con una capacidad para obtener pormenores para su estudio sin precedentes Con esa implementacioacuten para la observacioacuten de alta resolucioacuten se abren las perspectivas para lograr avances significativos para entender una amplia gama de fenoacutemenos coacutesmicos En detalle las altas resoluciones en las observaciones angulares que se estaacuten alcanzando han comenzado a desempentildear un papel vital en los estudios de los procesos de formacioacuten de las estrellas proporcionando cantidades de elementos de contrastacioacuten con las teoriacuteas circulantes dentro del entorno de los fiacutesicos y astrofiacutesicos como asimismo proporcionar argumentos para formular nuevos modelos Por ahora no sabemos si el modelo sobre la formacioacuten de estrellas que hemos descrito anteriormente tiene aciertos o deberiacutea ser definitivamente arrinconado pronto se sabraacute
Dentro del aacutembito de la astrofiacutesica y tambieacuten de la cosmologiacutea una de las teoriacuteas en boga maacutes concurrida para
citarla con respecto a la formacioacuten de las galaxias en el universo se fundamenta en el modelo conocido como The Laboratory for Cosmological Data Mining (LCDM) En esa teoriacutea se asume que el componente dominante del universo estaacute formado por la materia oscura la cual se cree que consiste ndashprobablemente en su mayor porcentajendash en materia no barioacutenica elementos dominantes seriacutean partiacuteculas elementales no conocidas hasta ahora Por lo que se ha podido observar del universo la materia barioacutenica constituiriacutea solamente un 13 del total de sus
componentes lo que implica que el resto del universo estariacutea compuesto mayoritariamente por un Ω constituido por una constante cosmoloacutegica que no desaparecioacute en el tiempo Una densidad de vaciacuteo que domina con creces las densidades combinadas de energiacutea producida por materia y bariones oscuros Lo anterior ha sido sugerido con rasgos de mucha consistencia en las observaciones de supernovas distantes o extragalaacutecticas Durante las dos uacuteltimas deacutecadas del siglo XX y los antildeos transcurridos de eacutesta del 2000 las simulaciones computarizadas sobre los incrementos gravitacionales observados basados en el modelo LCDM han ayudado significativamente a poder entender el proceso de formacioacuten y las caracteriacutesticas de los halos galaacutecticos tan bien como su distribucioacuten y movimiento en el espacio Tanto es asiacute que comparativamente con otros se trata de un proceso sobre la formacioacuten de la estructura coacutesmica que se puede decir que se entiende y conoce bien Sin embargo las simulaciones cosmoloacutegicas que intentan incluir en ellas la formacioacuten de las estrellas con el objeto de poder realizar comparaciones directas con las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias observadas han resultado bastante difiacuteciles de llevar a cabo a buen teacutermino y por lo tanto sigue siendo una cuestioacuten teoacuterica muy incierta Uno de los referentes problemaacuteticos que asaltan en esos estudios de simulaciones computarizadas es el excedente de radiacioacuten friacutea del gas coacutesmico lo que hace aparecer a las galaxias simuladas muchiacutesimo maacutes luminosas que las observadas desde el propio universo Se piensa que para que ello ocurra debe existir un error importante en los modelos astrofiacutesicos formulados sobre la formacioacuten de las estrellas y sus procesos asociados a sus retrocciones Se ha considerado que ese excesivo enfriamiento que aparece en los computadores guardariacutea relacioacuten con errores teoacutericos sobre la retroaccioacuten como los que pueden producir las explosiones de supernovas o de incorrecciones en las precisiones formuladas sobre los vientos estelares El problema fundamental radica en que todaviacutea no hemos logrado conocer bien la naturaleza fiacutesica de la regeneracioacuten como asimismo en las dificultades matemaacuteticas que se tienen para intentar modelarlos dentro de simulaciones
Velocidad del gas en una galaxia en formacioacuten pequentildea Debido a que el gas se enfriacutea un disco centriacutefugo apoyado se convierte en el centro del halo galaacutectico cuyos bordes los podemos apreciar en las figuras insertadas arriba En el creciente disco gaseoso la formacioacuten de las estrellas produce un viento galaacutectico de gran alcance que se puede escapar de la galaxia
Sin embargo en un estudio realizado en el antildeo 2002 en el departamento de astrofiacutesica del Instituto Max Planck los astrofiacutesicos Springel y Hernquist propusieron un nuevo modelo de simulaciones computarizadas para estudiar la formacioacuten de estrellas En este modelo se intenta explicar la regulacioacuten de la formacioacuten de estrellas por supernovas en los medios interestelares densos (MID) Los cientiacuteficos usando un meacutetodo de anaacutelisis para la fiacutesica de MID del tipo sub-resolucioacuten lograron soslayar con su modelo varios de los problemas matemaacuteticos que usualmente aparecen en este tipo de estudios Tambieacuten ellos por primera vez lograron insertar en las simulaciones una novedosa descripcioacuten para los procesos de retroaccioacuten que efectuacutean los vientos galaacutecticos En los cuadros que hemos fijado en la figura de arriba se muestra los campos de velocidad del gas durante la formacioacuten del disco galaacutectico cuando el viento es incluido en las simulaciones En ese trabajo se demuestra que en las pequentildeas galaxias el viento se puede realmente escapar de ellas transportando el gas y los elementos pesados que fueron sintetizados por estrellas ubicadas fuera de la galaxia Por ello en esos casos la cantidad de gas que queda disponible en la galaxia para la formacioacuten de estrellas llega a ser muy pequentildea No obstante y a pesar de este significativo efecto sobre la luminosidad del disco de formacioacuten sus caracteriacutesticas morfoloacutegicas siguen siendo constantes en las galaxias espirales observadas como lo podemos apreciar en las figuras que insertamos a continuacioacuten
Proyecciones de la densidad de la luminosidad estelar de las galaxias espirales formuladas en simulaciones en las cuales se incluye el viento galaacutectico A la izquierda se muestra a una pequentildea galaxia de una masa total de 1010 mientras que a la izquierda se presenta a una galaxia de una msa 100 veces mayor En ambos casos la morfologiacutea del disco estelar de formacioacuten es absolutamente semejante al de las galaxias espirales observadas
En las galaxias pequentildeas los vientos galaacutecticos adquieren una influencia significativa en la escasa formacioacuten de estrellas ya que de ellas se pueden escapar de la gravedad de sus progenitores los halos de materia oscura Sin embargo los vientos cuando se trata de grandes galaxias son confinados de manera tal que en esos sistemas no juegan un rol significativo para impedir formaciones estelares numerosas En consecuencia se puede pensar que la retroaccioacuten por vientos soacutelo reduce la actividad de la formacioacuten de estrellas en galaxias pequentildeas lo que lleva a coincidir entre las observaciones y las predicciones del modelo LCDM Lo anterior es lo que incentiva a que en la actualidad los vientos galaacutecticos reciban bastante atencioacuten en los estudios teoacutericos Pero ademaacutes los vientos producen otro efecto interesante que es el de transportar los metales a traveacutes del medio intergalaacutectico lo que potencialmente explica porqueacute los elementos pesados se observan en los gases de baja densidad que residen en los espacios intergalaacutecticos como se ha detectado en estudios de liacuteneas espectrales de quaacutesares
La figura de arriba ilustra las diversas simulaciones cosmoloacutegicas que se utilizaron para estudiar la formacioacuten de galaxias en el universo Cada una de las series fueron desarrolladas con distintas dimensiones usando en ello una gama de diversas resoluciones matemaacuteticas En aquellas que aparecen maacutes grandes se insertaron en ellas maacutes de 68 millones de partiacuteculas Combinando los resultados de las distintas series se desarrolloacute un by pass que permite efectuar simulaciones con una gama de posibilidades que permiten estudiar a traveacutes de computacioacuten cualquier tipo de formacioacuten de estrellas en cualquiera de las configuraciones galaacutecticas
En la formulacioacuten del modelo LCDM la formacioacuten de las galaxias son las fundaciones astrofiacutesica que lo sostienen En el espacio primero se van formando pequentildeos objetos que gradualmente por efectos gravitatorios se van fusionando unos con otros para luego convertirse en masivas galaxias Las predicciones matemaacuteticas que se puede obtener para poder establecer una tasa aceptable de formacioacuten de estrellas en el universo son particularmente desafiantes en este modelo ya que establecer el nuacutemero de ellas que se forman en las galaxias requiere que las simulaciones lo resuelvan dentro de un proceso de creacioacuten simultaacutenea en todas aquellas escalas que aparecen como relevantes Es decir se formariacutean en un laquopariacute pasoraquo galaxias y estrellas Esto implica una demanda dinaacutemica substancial para todas las simulaciones Ademaacutes como ya lo hemos mencionado el efecto de retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos es significativamente importante en las galaxias pequentildeas lo que implica incrementar las dificultades en la obtencioacuten de cifras aterrizadas fijadas en los objetivos de dichas simulaciones consideraacutendose el hecho que esas galaxias se encuentran en los liacutemites de las resoluciones En consecuencia y dada esa dificultad no queda maacutes que computar considerando al efecto de retroaccioacuten de los vientos como un elemento constringente en la formacioacuten de estrellas dentro de pequentildeas galaxias De hecho en las simulaciones de este modelo la resolucioacuten total requerida no llegue a un volumen lo suficientemente satisfactorio que sea representativo para el universo observado y maacutes No se espera que en los proacuteximos antildeos los avances en informaacutetica puedan mejorar mucho esta situacioacuten Sin embargo como no estaacute inserto dentro del espiacuteritu de un cientiacutefico quedarse ahiacute Springel y Hernquist han podido soslayar en gran medida este problema En las figuras que fijaremos a continuacioacuten de este paacuterrafo se ilustra esquemaacuteticamente las simulaciones que desarrollaron esos cientiacuteficos en un Linux-Cluster del Center for Parallel Astrophysical Computing at Harvard-CfA Usando una de las secuencias con medidas asociadas a traveacutes de un especial anaacutelisis teacutecnico pudieron extender la gama dinaacutemica del modelo matemaacutetico para la formacioacuten de las galaxias llegando a alcanzar un rango dinaacutemico cercano a las 18 decenas en masas Tambieacuten para cada tamantildeo de series realizaron extensos estudios de las resoluciones lo que permitioacute obtener pruebas confiables de convergencias matemaacuteticas para cada una de las series
Ilustracioacuten computarizada de galaxias consideraacutendose un alto corrimiento al rojo A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas rodeando a una de las primeras estrellas que se forman en una de las galaxias En la simulacioacuten se considera al universo con una edad de un milloacuten de antildeos Los densos puntos blancos sentildealan a las galaxias que estariacutean en un proceso de formacioacuten de estrellas el las cuales el viento se conduce a traveacutes del medio intergalaacutectico Esos vientos son los que forman las burbujas de gas caliente que se aprecia a la derecha como se refleja en el graacutefico de temperatura que comporta la ilustracioacuten
En un fuerte corrimiento al rojo la primera estrella que se forma en las galaxias comienzan a emitir violentas emanaciones hacia el medio intergalaacutectico seguacuten lo que se puede apreciar en la ilustracioacuten de arriba Ahora cuando los vientos galaacutecticos son detenidos por colisiones ello conduce a que se formen burbujas en los MIG los cuales se llenan de un enriquecido gas metaacutelico caliente En consecuencia los vientos galaacutecticos pueden jugar un importante rol para entender el enriquecimiento en metales que se ha observado en gases galaacutecticos de baja densidad Centraacutendonos en las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias posiblemente esos vientos quizaacutes sean los causantes de las bajas tasas de formacioacuten de estrellas en las pequentildeas galaxias Sin la existencia de los vientos las galaxias no llegariacutean a un excesivo enfriamiento y seriacutean substancialmente maacutes brillantes como lo podemos observar en las figuras que a continuacioacuten insertamos
Galaxias en proceso de formacioacuten A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas en los momentos en que la densidad coacutesmica de formacioacuten de estrella se halla cerca de su maacuteximo A la derecha se muestra un close-up de una de las maacutes masivas galaxias que se ha formado hasta ahora en la cual los colores anaranjados muestran a las estrellas mientras que el azul representa al gas
En los graacuteficos que siguen a continuacioacuten se muestran las predicciones obtenidas a traveacutes del modelo compuesto de simulaciones que hemos estado describiendo para la formacioacuten de estrellas en funcioacuten del corrimiento al rojo y de tiempo acumulativo La densidad de la formacioacuten de estrellas se predice en su maacuteximo para un universo joven con un corrimiento al rojo del orden de Ζ = 55 Para la mitad de las estrellas se pronostica que se encontraban en puntos galaacutecticos del espacio hace ya maacutes de 10 mil millones de antildeos La fraccioacuten total de bariones producidos en las muertes de estrellas se considera cerca de un 10 lo que coincide con los datos de las observaciones Sin la inclusioacuten del viento galaacutectico el nuacutemero de bariones habriacutea sido substancialmente maacutes alto lo que seriacutea inconsistente con las observaciones
Historia de la formacioacuten coacutesmica de las estrellas en funcioacuten del tiempo El graacutefico de la izquierda muestra la evolucioacuten de la tasa de densidad en la formacioacuten de estrella en funcioacuten del corrimiento al rojo Los grafos azules corresponden a mediciones de las simulaciones mientras que las liacuteneas son ajuste analiacuteticos de los
resultados El maacuteximo de actividad para la formacioacuten de estrellas estariacutea dada por un corrimiento al rojo de Ζ = sim 55 para un tiempo de mil millones de antildeos de vida del universo En el graacutefico de la derecha se muestra a una fraccioacuten de estrellas de la eacutepoca actual que son maacutes vieja que la edad estimada en el estudio Se puede apreciar que sobre la mitad de las estrellas hoy diacutea tienen una edad que supera los 10 mil millones de antildeos
Quizaacutes el estudio que acabamos de describir sea uno de los maacutes confiables para predecir en el presente la formacioacuten de estrellas en un alto corrimiento al rojo Ello fue posible de concretar combinando la capacidad de procesamiento de supercomputadores modernos con un sofisticado modelo de la fiacutesica para gases radiactivos casi friacuteos formacioacuten de estrellas enriquecimiento de metales y de la retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos y de supernovas Estas simulaciones naturalmente son un paso maacutes para llegar a un conocimiento acabado sobre la evolucioacuten coacutesmica de la formacioacuten de las estrellas Estaacute claro que contiene mucha maacutes informacioacuten sobre el proceso de formacioacuten de las galaxias sobre las caracteriacutesticas del gas galaacutectico y el espacio entre ellas Pero dando pasos se construye la ciencia y si se compara la informacioacuten que se ha obtenido en estas simulaciones con datos detallados de observaciones es posible hacer progresos adicionales para entender mejor la formacioacuten cosmoloacutegica de las galaxias
Aquiacute todaviacutea nos queda pendiente profundizar auacuten maacutes sobre lo que se ha conseguido hasta hoy sobre la formacioacuten de las estrellas Los modelos astrofiacutesicos que hemos descrito son bastante consistentes con las observaciones y la intuicioacuten de quienes se han laquoentretenidoraquo en formularlos De todas maneras esto no queda como lo uacutenico que hasta ahora se puede exponer sobre el tema ya que en la siguiente seccioacuten vamos a incrementar los conceptos sesudos al respecto
Como maacutes de una vez ya expresamos las estrellas se forman y nacen de nubes de materia de gas y polvo que se
aglutina en los medios interestelares (MI) que se hallan por todo el universo En la actualidad se han logrado catalogar a unas 6000 de esas nubes de las cuales algunas alcanzan dimensiones diametrales que bordean los 300000 al (antildeos luz) y masas que fluctuacutean en torno entre 200000300000 veces la del Sol Estaacuten compuestas principalmente de hidroacutegeno amoniaco agua acetileno formalina silicatos carbono etc Ahora estas nubes no soacutelo almacenan los componentes para formar una estrella (o cientos de miles) sino que ademaacutes contienen los elementos necesarios para que en esos lugares coacutesmicos se puedan desarrollar masas planetarias Se trata de
estructuras bastante estables ya que sus sistemas gravitatorios se muestran en general estabilizados salvo cuando son inferidos por alguna interferencia perturbadora como puede ser el caso de la explosioacuten de una cercana supernova En efecto al explosionar una supernova en las cercaniacuteas de una nube interestelar eacutesta en vez de absorber las ondas de choque emitidas por el catastroacutefico evento estelar comienza a contraerse y colapsarse hacia el centro del sistema Al darse esa situacioacuten la energiacutea que se ha liberado en la explosioacuten comienza a calentar ese centro compactando auacuten maacutes la materia que se ha estado colapsando en el nuacutecleo la temperatura se incrementa sustancialmente lo que conlleva a que la radiacioacuten vaya siendo progresivamente cautivada En ese fenoacutemeno se ha producido el nacimiento de una protoestrella
Una vez conformada la protoestrella el siguiente paso que se da dentro del fenoacutemeno es la formacioacuten de una estrella Aunque nunca hemos visto en propiedad el nacimiento de una estrella ya que soacutelo podemos empezar a observarla cuando se enciende siacute nos atrevemos a describir que a partir de la nube originaria se crea un anillo que rodearaacute a la futura estrella y que la bombardearaacute por atraccioacuten enriquecieacutendola de materia hasta un liacutemite en que no podraacute seguir absorbiendo ese material Una vez alcanzada esa satisfaccioacuten estelar una gran parte de materia se escaparaacute a traveacutes de la perpendicular de entrada al disco y formaraacute lo que se denominan como jets bipolares o Herbig-Haro [HH] (materia que como sucede en los acontecimientos astrofiacutesicos es gatillada en pares en direcciones opuestas una por cada polo de ahiacute su nombre) que saldraacuten despedidos a velocidades superiores a los 1000 kms Luego la estrella que se acaba de formar seguiraacute un proceso bastante inestable hasta que alcance su madurez ya que en su nintildeez no dispone de de sistemas compensatorios y tampoco
ha iniciado sus reacciones nucleares
En la medida en que la estrella va asimilando materia atraiacuteda por la gravedad tambieacuten va incrementando su temperatura hasta llegar a tener entre 9 a 10 millones de grados en cuyo preciso momento comenzaraacute las reacciones nucleares la estrella se seguiraacute contrayendo hasta que la presioacuten y temperatura interna sean lo suficientemente grande como para poder compensar el sistema y lograr asiacute el estado de madurez (secuencia principal) mientras las radiaciones y el viento de protones y electrones expulsan a los elementos maacutes livianos del disco Y de darse ese fenoacutemeno esos elementos expulsados formaraacuten un disco circunestelar que podriacutea derivar en un sistema planetario como ocurrioacute en el caso del Sol
El Telescopio Espacial Hubble nos proporciona una detallada visioacuten de los procesos apopleacuteticos eructivos y dinaacutemicos que acompantildean las etapas finales de la formacioacuten de una estrellaEn las tres imaacutegenes de arriba se puede observar el derrumbe del disco circunestelar de polvo y gas que se forma durante el proceso de construccioacuten de una estrella y que a su vez proporciona los ingredientes para la formacioacuten de un sistema planetario En las imaacutegenes tambieacuten se puede apreciar a jets o chorros de gas caliente de varios sistemas embrionarios saliendo de las estrellas que se encuentran en las etapas finales de su formacioacuten
Una vez que la estrella arriba a su madurez se mantendraacute bastante estable por un periacuteodo de tiempo dependiendo del tamantildeo de su masa Pero como la masa es la propiedad maacutes importante de una estrella ello lo vamos a tratar maacutes adelante con cierta detencioacuten Por ahora seguiremos centrando nuestra atencioacuten en la formacioacuten de las estrellas Si bien no tenemos la posibilidad de poder ver como se embriona una estrella no obstante siacute sabemos que se forman de la materia del medio interestelar En consecuencia las zonas del espacio donde probablemente se formen una mayor cantidad de estrellas son aquellas en la que existe una mayor densidad dado que alliacute los aacutetomos y granos de polvo se encuentran maacutes concentrados permitiendo con ello que se ejerza una mayor fuerza de atraccioacuten gravitacional Pero tambieacuten es importante que en esos lugares exista una baja presioacuten del medio que facilite la presencia de bajas temperaturas
Los requisitos que hemos expuesto en el paacuterrafo anterior sobre las condiciones que deben reunir los espacios coacutesmicos para que se puedan formar estrellas se hallan fundamentalmente en las llamadas nebulosas oscuras En esas nubes del espacio se suelen dar condiciones con una densidad promedio en un rango
que va de 100 a 10000 partiacuteculas por cmsup3 (el promedio es de 01
a 20 partiacuteculas por cmsup3 y de temperaturas que no superan los 15deg K Una nebulosa oscura es una gran nube que se observa en el cielo como una pobre regioacuten de estrellas donde el polvo y los gases interestelares se hallan significativamente concentrados Pueden ser vistas si una parte de sus emisiones o reflexiones se oscurecen o como sucede con la nebulosa del Saco de Carboacuten
Nebulosa Oscura Saco de CarboacutenUna de las nebulosas maacutes conocidas por los habitantes del hemisferio sur Se sabe de ella desde que fue observada en 1499 por Vicente Yaacutenez Pinzoacuten cuando integraba la expedicioacuten de Hernando de MagallanesEl Saco del Carboacuten es una de las maacutes prominentes nebulosa oscura visible en los surentildeos cielos Es bien visible a simple vista y se parece a un oscuro y gran bancal de la Viacutea Laacutectea Se ubica con facilidad en la parte meridional de la conocida Cruz del Sur y oscurece y cubre unos 26 grados cuadrados del cielo con partes ubicadas en la constelacioacuten de La Mosca y otras en Centauro
(figura de la derecha) en que la luz de algunas de sus estrellas laquomaacutes viejasraquo ubicadas en las profundidades de la nube no es bloqueada por la materia interestelar Las nebulosas oscuras tienen formas bastante irregulares No tienen un liacutemite externo claramente definido y a veces adquieren formas como serpentinas enrolladas Cuando son grandes pueden ser observadas a simple vista asemejaacutendose a plantillas oscuras contrapuestas al fondo maacutes brillante de la Viacutea Laacutectea El hidroacutegeno que se halla almacenado en estas opacas y oscuras nubes se encuentra en estado molecular A las grandes nebulosas de este tipo se les conocen bajo el nombre de gigantes nubes moleculares (GNM o GMC) y su tamantildeo es un milloacuten de veces el del Sol En su interior contienen una gran cantidad de masa del medio interestelar
con una dimensioacuten de unos 150 al una densidad media que va de las 100 a las 300 moleacuteculas por cmsup3 y una temperatura interna que fluctuacutea entre los 7 y 15 grados K Las GNM estaacuten compuestas principalmente de gas y polvo pero ademaacutes contienen una cantidad importante de estrellas El nuacutecleo de esas nubes es invisible al ojo humano y es perceptible solamente a traveacutes de las emisiones de microondas emanadas de sus moleacuteculas constitutivas Esta radiacioacuten no es absorbida por el polvo y no escapa con facilidad de la nube El material que se encuentra almacenado en las GNM se agrupa en distintos tamantildeos con nubes que se ubican por debajo de las masas de las estrellas y los maacutes pequentildeos pueden medir hasta un antildeo luz (al)Esa nubes tambieacuten cuentan con su propio campo magneacutetico interno el cual les sirve de escudo de ayuda contra su propia gravedad Las GNM juegan un importante rol en la dinaacutemica de las galaxias En efecto cuando una estrella pasa cerca de una GNM la gravedad de eacutesta afectaraacute considerablemente a la oacuterbita de la estrella Al cabo de varios encuentros cercanos una estrella de mediana edad seraacute afectada significativamente en su direccioacuten y velocidad orbital alongando su oacuterbita desde la condicioacuten circular primaria heredada de la GNM como tienen las estrellas recieacuten nacidas Este fenoacutemeno es una herramienta de gran utilidad para los astroacutenomos para estimar las edades de las estrellas y estudiar la densidad del disco galaacutectico
Ahora profundizando un poco sobre las nubes moleculares eacutestas ndash por densidad y tamantildeondash permiten la formacioacuten
de hidroacutegeno molecular H2 Sin embargo se trata de una moleacutecula bastante difiacutecil de detectar lo que implica rastrearla a traveacutes de moleacuteculas de monoacutexido de carbono (CO) La relacioacuten entre la luminosidad del CO y la masa del H2 es aproximadamente constante pese a que existen razones para dudar que sea asiacute dado lo que se observa en algunas galaxias
En la Viacutea Laacutectea las nubes moleculares asumen un tamantildeo que corresponde aproximadamente a la mitad del espacio orbital del Sol lo que las transforma en un componente significativo del disco galaacutectico Seguacuten los catastros que se tienen confeccionados sobre nubes moleculares en la galaxia registran que la mayoriacutea de ellas se encuentran agrupadas en objetos maacutes masivos que abarcan varios millones de masas solares Por lo general se hallan ubicadas en planos con dimensiones aproximadas de entre 50 y 75 pc (no dejan de ser grandecitas) pero son mucho maacutes finas que los otros componentes gaseosos que cohabita por esos lugares como el hidroacutegeno atoacutemico e ionizado Se piensa que las nubes moleculares deberiacutean existir extensivamente
sobre todo dentro de los brazos espirales de la galaxia pero ello es incierto dado el hecho de las dificultades que se tienen para estimar distancia y en otras galaxias que han sido observadas en alta resolucioacuten se ha logrado ver a los respectivos brazos espirales claramente delineados pero no sensibles a un fondo uniforme de emisiones de CO Para muchos de los astrofiacutesicos la formacioacuten de nuevas estrellas en el universo ocurre hoy solamente dentro de las nubes moleculares Lo piensan asiacute dado que ello seriacutea una consecuencia natural de sus altas densidades bajas temperaturas y de la evidencia observada en grandes nubes formadoras que han sido confinadas en gran medida por la propia gravedad de lo embrionado como ser estrellas planetas y galaxias mas que por la accioacuten externa como sucede con las nubes del cielo Esta evidencia nace del hecho de las laquoturbulentasraquo velocidades deducidas de las liacuteneas de latitud del CO que se mueven a una velocidad semejante a la orbital ( una relacioacuten virial )
Nebulosa Molecular CarinaDentro de algunos millones de antildeos la radiacioacuten de las brillantes estrellas que se hallan alojadas en esta nebulosa habraacute dado cuenta de la totalidad del gas y moleacuteculas que auacuten conserva La nube molecular se ha desagregado de la Nebulosa Eta Carina u Ojo de la Cerradura Las nuevas estrellas que se han formado se hallan visibles y sus enrojecidas imaacutegenes es el producto de la azul luz dispersada preferentemente por el penetrante polvo La imagen de arriba tiene una extensioacuten aproximada de dos antildeos luz y fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble en 1999
En resumen las nubes moleculares seriacutean el medio para la formacioacuten del laquocigotoraquo de estrellas Como lo mencionamos estaacuten formadas de gas y polvo El gas es predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Pero a diferencia de los animales ese laquocigoto estelarraquo se formariacutea por el colapso y fragmentacioacuten de las regiones maacutes densas de la nube En esos lugares las partiacuteculas se atraeriacutean por la gravedad y colapsariacutean hacia el centro de las regiones maacutes densas Ahora como contraparte al colapso se halla la presioacuten del gas El problema radica en saber con certeza cuaacutel es el mecanismo que produce el triunfo de la gravedad sobre la presioacuten que ejerce el gas para que la nube de comienzo a la formacioacuten de una estrella Debemos reconocer que hasta ahora la fiacutesica de las nubes moleculares no la entendemos muy bien y es tema de discusioacuten en congresos y simposios de fiacutesicos Sus movimientos internos son gobernados por las turbulencias de un magnetizado y friacuteo gas cuyos turbulentos movimientos son altamente supersoacutenicos pero siacute comparables a las velocidades de los disturbios magneacuteticos Dado lo anterior se piensa que en esos estados los gases deberiacutean perder raacutepidamente energiacutea procediendo a derrumbarse o reinyectarse energeacuteticamente Tambieacuten se puede dar el caso de que las nubes sean perturbadas por alguacuten proceso como ser el de una masiva estrella ya que sabemos que mucha de estas nubes alojan a eacutestas en una fraccioacuten importante de su masa desde antes de su fraccionamiento y colapso para formar cantidades de ellas Sabemos que una de las particularidades de la gravedad es su coalescencia con respecto a la materia Dado lo anterior es natural que se piense que para que se deacute comienzo a un proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas de una nube colapse y se fragmente por efectos gravitatorios Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por consiguiente deberiacutea darse en un momento un mecanismo para que la gravedad sea preeminente sobre los demaacutes componentes y de esa manera la nube puede formar una estrella Por ahora adoptaremos simplificaciones para enumerar los posibles mecaacutenicos que pueden originar la preeminencia de la gravedad aunque en la realidad las nubes moleculares son no son homogeacuteneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes No obstante dentro de los mecanismos que podriacutean dar origen en el interior de una nube interestelar a una estrella como consecuencia de la gravedad se encuentran entre otros los siguientes
1 Una supernova La espectacular explosioacuten de una masiva estrella cuyas fuertes ondas de choque pueden ocasionar el desequilibrio necesario para embrionar a una estrella
2 Las ondas de choque provocadas por la colisioacuten de nubes moleculares 3 Las ondas de densidad que se producen en los brazos espirales de las galaxias Por delante de estas
ondas viajan otras de choque que alteran el medio interno de las nebulosas oscuras 4 Las interacciones galaacutecticas Las interacciones de los medios interestelares que se dan en los espacios
galaacutecticos tambieacuten dan origen a ondas de choque 5 Las ondas teacutermicas de estrellas recieacuten nacidas Una vez que las estrellas logran encender su combustible
empiezan a brillar liberando ondas teacutermicas de choque que dan origen a una especie de efecto laquodominoacuteraquo en la formacioacuten de nuevas estrellas Este pude ser uno de los mecanismos que da origen a los nacimientos estelares masivos en cuacutemulos
ltBLlt fontgtEn la siguiente seccioacuten de esta parte del capiacutetulo III nos vamos a centrar en analizar cada uno de los posibles mecanismos que hemos enumerado para que se formen estrellas como consecuencia de efectos gravitatorios
La mayoriacutea del gas que se concentra en el disco galaacutectico se halla unionizado o en estado neutro y se le denomina
H I Ahora bajo condiciones apropiadas por ejemplo cerca de una caliente estrella o circundante a los efectos de la explosioacuten de una supernova ese gas se puede ionizar y como ya lo hemos estado estudiando cuando ello ocurre a esos lugares se le denominan regiones H II En ambos estados a ese gas se le nombra generalmente como el ISM del medio interestelar
Como podemos deducir de las secciones anteriores las Regiones HII son calentadas (ελ sim 104 K) y bajan hacia el
friacuteo fondo del H I (ελ sim 102 K) asentaacutendose en eacutel Esa ubicacioacuten que asumen las regiones HII ha sido claramente detentada en imaacutegenes de galaxias externas Lo anterior ha sido certificado por evidencias obtenidas a traveacutes de fotografiacuteas directas ( o imaacutegenes CCD) de galaxias que se hallan cercanas a la Viacutea Laacutectea Ello ha sido posible debido al dominio de las liacuteneas espectrales de emisioacuten de varios elementos como el hidroacutegeno en particular del
helio oxiacutegeno carbono calcio silicio hierro etc Imaacutegenes tomadas a un rango de luz de Hα 6583 Aring (o sea a la
liacutenea α de la serie de Balmer) han demostrado con mucha claridad a regiones H II ello debido a que mucha de la luz visible emitida en esas regiones galaacutecticas es generada dentro del rango de esa liacutenea Por consiguiente las regiones H II aparecen en imaacutegenes de color tiacutepicamente rosaacuteceas En las galaxias que maacutes se han hallado regiones H II son en las espirales en especial en los brazos de eacutestas donde las joacutevenes estrellas son ricas en proporcionar fotones ultravioletas que son necesarios para ionizar el gas Las maacutes prominentes estrellas que habitan esas regiones galaacutecticas son las recieacuten nacidas por consiguiente calientes Alguna de esas regiones contiene un nuacutemero maacutes que significativo de esas estrellas cuya produccioacuten de energiacutea pude ionizar una fraccioacuten importante del gas de una galaxia Por otro lado las estrellas que se van formando en las galaxias en lugares fuera de los espirales en su andar por el inicio de la vida estelar se van asociando a los brazos espirales del correspondiente disco galaacutectico lo que implica que debido a sus claras liacuteneas de emisioacuten se transforman en un excelente medio para estudiar la rotatoria y cinemaacutetica de las galaxias Por otra parte las galaxias eliacutepticas y S0 rara vez muestran de forma prominente regionesH II Ello se debe a que se trata fundamentalmente de galaxias viejas y es poco el gas que les queda almacenado como para tener una fertilidad estelar significativa No obstante muestran deacutebiles nebulosas planetarias pero maacutes que todo son rasgos de muestra de la distancia a la que se encuentran
LIacuteNEAS DE IONIZACIOacuteN Y DE EMISIOacuteN
Como ya lo estudiamos anteriormente las regiones H II tienen un cierto tamantildeo alrededor de una fuente de ionizacioacuten que corresponde a un equilibrio formado por el flujo de fotones ionizantes por una parte con la tasa por el cual el plasma se puede enfriar y los electrones ionizados puedan recombinarse con los protones por otra Ahora si la tasa de ionizacioacuten es mayor que la de recombinacioacuten el plasma se ionizaraacute casi en su totalidad En esos casos estudios que se han realizado han sentildealado que menos del uno por ciento del hidroacutegeno aglomerado en esas tiacutepicas regiones no es afectado por la ionizacioacuten A continuacioacuten insertamos fotografiacuteas de tres galaxias espirales en las cuales se muestra el comportamiento que hemos descrito sobre las regiones H II
Figura 03040301- Las fotografiacuteas de arriba muestra a tres galaxias espirales captadas en el ancho de banda del filtro rojo (paneles superiores) y a la luz de Hα (paneles inferiores) Las regionesH II se correlacionan notablemente con los espirales y anillo de la estructura de las galaxias El filtro rojo es muchiacutesimo maacutes sensitivo a la distribucioacuten general de viejas estrellas mientras que por su parte el filtro Hα destaca los sitios de estrellas joacutevenes donde forman regiones
Es importante tener presente en estos estudios que lo fotones ultravioletas por debajo de una longitud de onda de λ = 912 Aring tienen la suficiente energiacutea como para ionizar el hidroacutegeno quitando al electroacuten Eventualmente el electroacuten se recobra pero dado que el gas interestelar tiene una muy baja densidad el proceso de recuperacioacuten puede durar horas Las estrellas maacutes caliente son las fuentes emisoras de fotones UV por excelencia necesario para ionizar el gas Estrellas como las de los tipos O o B y tambieacuten las enanas blancas son las principales a considerar Las temperaturas que se pueden dar en las estrellas O o B va desde 11000 a los 50000 ordm C mientras que las enanas blancas pueden alcanzar cifras bastante mayores en la temperatura de su superficie El mecanismo que conduce a las liacuteneas de emisioacuten es la recombinacioacuten como lo podemos apreciar en el graacutefico que
vamos a insertar maacutes abajo Las importantes a considerar entre otras son Hα a 6563 Aring [NII] a 6583 Aring [OII] a
3726 y [OIII] a 4959 y 5007 Aring
Figura 03040302- Los grafos muestran el espectro de una tiacutepica nebulosa planetaria NGC 1501 y muestran muchas estrechas liacuteneas de emisioacuten de H C O y HeFuente Stanghellini Kaler y Shaw AampA 291 604
En el graacutefico de la figura 03040302 se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes ldquo[ ]rdquo que estaacuten indicando que se trata de liacuteneas conocidas normalmente como ldquoprohibidasrdquo ya que pueden ser observadas solamente bajo condiciones de una muy deacutebil densidad En laboratorio los plasmas que se usan en las investigaciones son generalmente de tan alta densidad que ese tipo de liacuteneas son inobservables ya que se generan de energiacuteas producidas a nivel de la superficie de la Tierra y por ello comportan una alta estabilidad y un largo curso de vida Para los astrofiacutesicos que orientan sus trabajos de investigacioacuten para dilucidar las formas en que nacen las estrellas las liacuteneas de emisioacuten constituyen un excelente medio para obtener diagnoacutesticos sobre las condiciones fiacutesicas del gas aglomerado en las nebulosas planetarias En efecto en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las liacuteneas son
termosensibles mientras que los [ O II ] y [ S II ] entre 6716 y 6731 Aring son maacutes sensibles a la densidad del electroacuten Lo anterior es debido a que las uacuteltimas de las liacuteneas son emitidas a diversos niveles pero con casi la misma energiacutea de excitacioacuten Lo importante es que el cociente que se obtenga sea un diagnoacutestico del proceso de las excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se estaacute estudiando Ahora en cuanto los plasmas que se pueden hallar a estaacutendares terrestres resultan bastante delgados con densidades de partiacuteculas que van desde los 10 a los 106 cm-3
Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en las nebulosas planetarias las observaciones que se efectuacutean en longitudes de ondas de radio ya que en esas frecuencias estas regiones del espacio emiten tiacutepicas radiaciones bremsstrahlung lo que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes del gas de las correspondientes nubes
Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
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componentes lo que implica que el resto del universo estariacutea compuesto mayoritariamente por un Ω constituido por una constante cosmoloacutegica que no desaparecioacute en el tiempo Una densidad de vaciacuteo que domina con creces las densidades combinadas de energiacutea producida por materia y bariones oscuros Lo anterior ha sido sugerido con rasgos de mucha consistencia en las observaciones de supernovas distantes o extragalaacutecticas Durante las dos uacuteltimas deacutecadas del siglo XX y los antildeos transcurridos de eacutesta del 2000 las simulaciones computarizadas sobre los incrementos gravitacionales observados basados en el modelo LCDM han ayudado significativamente a poder entender el proceso de formacioacuten y las caracteriacutesticas de los halos galaacutecticos tan bien como su distribucioacuten y movimiento en el espacio Tanto es asiacute que comparativamente con otros se trata de un proceso sobre la formacioacuten de la estructura coacutesmica que se puede decir que se entiende y conoce bien Sin embargo las simulaciones cosmoloacutegicas que intentan incluir en ellas la formacioacuten de las estrellas con el objeto de poder realizar comparaciones directas con las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias observadas han resultado bastante difiacuteciles de llevar a cabo a buen teacutermino y por lo tanto sigue siendo una cuestioacuten teoacuterica muy incierta Uno de los referentes problemaacuteticos que asaltan en esos estudios de simulaciones computarizadas es el excedente de radiacioacuten friacutea del gas coacutesmico lo que hace aparecer a las galaxias simuladas muchiacutesimo maacutes luminosas que las observadas desde el propio universo Se piensa que para que ello ocurra debe existir un error importante en los modelos astrofiacutesicos formulados sobre la formacioacuten de las estrellas y sus procesos asociados a sus retrocciones Se ha considerado que ese excesivo enfriamiento que aparece en los computadores guardariacutea relacioacuten con errores teoacutericos sobre la retroaccioacuten como los que pueden producir las explosiones de supernovas o de incorrecciones en las precisiones formuladas sobre los vientos estelares El problema fundamental radica en que todaviacutea no hemos logrado conocer bien la naturaleza fiacutesica de la regeneracioacuten como asimismo en las dificultades matemaacuteticas que se tienen para intentar modelarlos dentro de simulaciones
Velocidad del gas en una galaxia en formacioacuten pequentildea Debido a que el gas se enfriacutea un disco centriacutefugo apoyado se convierte en el centro del halo galaacutectico cuyos bordes los podemos apreciar en las figuras insertadas arriba En el creciente disco gaseoso la formacioacuten de las estrellas produce un viento galaacutectico de gran alcance que se puede escapar de la galaxia
Sin embargo en un estudio realizado en el antildeo 2002 en el departamento de astrofiacutesica del Instituto Max Planck los astrofiacutesicos Springel y Hernquist propusieron un nuevo modelo de simulaciones computarizadas para estudiar la formacioacuten de estrellas En este modelo se intenta explicar la regulacioacuten de la formacioacuten de estrellas por supernovas en los medios interestelares densos (MID) Los cientiacuteficos usando un meacutetodo de anaacutelisis para la fiacutesica de MID del tipo sub-resolucioacuten lograron soslayar con su modelo varios de los problemas matemaacuteticos que usualmente aparecen en este tipo de estudios Tambieacuten ellos por primera vez lograron insertar en las simulaciones una novedosa descripcioacuten para los procesos de retroaccioacuten que efectuacutean los vientos galaacutecticos En los cuadros que hemos fijado en la figura de arriba se muestra los campos de velocidad del gas durante la formacioacuten del disco galaacutectico cuando el viento es incluido en las simulaciones En ese trabajo se demuestra que en las pequentildeas galaxias el viento se puede realmente escapar de ellas transportando el gas y los elementos pesados que fueron sintetizados por estrellas ubicadas fuera de la galaxia Por ello en esos casos la cantidad de gas que queda disponible en la galaxia para la formacioacuten de estrellas llega a ser muy pequentildea No obstante y a pesar de este significativo efecto sobre la luminosidad del disco de formacioacuten sus caracteriacutesticas morfoloacutegicas siguen siendo constantes en las galaxias espirales observadas como lo podemos apreciar en las figuras que insertamos a continuacioacuten
Proyecciones de la densidad de la luminosidad estelar de las galaxias espirales formuladas en simulaciones en las cuales se incluye el viento galaacutectico A la izquierda se muestra a una pequentildea galaxia de una masa total de 1010 mientras que a la izquierda se presenta a una galaxia de una msa 100 veces mayor En ambos casos la morfologiacutea del disco estelar de formacioacuten es absolutamente semejante al de las galaxias espirales observadas
En las galaxias pequentildeas los vientos galaacutecticos adquieren una influencia significativa en la escasa formacioacuten de estrellas ya que de ellas se pueden escapar de la gravedad de sus progenitores los halos de materia oscura Sin embargo los vientos cuando se trata de grandes galaxias son confinados de manera tal que en esos sistemas no juegan un rol significativo para impedir formaciones estelares numerosas En consecuencia se puede pensar que la retroaccioacuten por vientos soacutelo reduce la actividad de la formacioacuten de estrellas en galaxias pequentildeas lo que lleva a coincidir entre las observaciones y las predicciones del modelo LCDM Lo anterior es lo que incentiva a que en la actualidad los vientos galaacutecticos reciban bastante atencioacuten en los estudios teoacutericos Pero ademaacutes los vientos producen otro efecto interesante que es el de transportar los metales a traveacutes del medio intergalaacutectico lo que potencialmente explica porqueacute los elementos pesados se observan en los gases de baja densidad que residen en los espacios intergalaacutecticos como se ha detectado en estudios de liacuteneas espectrales de quaacutesares
La figura de arriba ilustra las diversas simulaciones cosmoloacutegicas que se utilizaron para estudiar la formacioacuten de galaxias en el universo Cada una de las series fueron desarrolladas con distintas dimensiones usando en ello una gama de diversas resoluciones matemaacuteticas En aquellas que aparecen maacutes grandes se insertaron en ellas maacutes de 68 millones de partiacuteculas Combinando los resultados de las distintas series se desarrolloacute un by pass que permite efectuar simulaciones con una gama de posibilidades que permiten estudiar a traveacutes de computacioacuten cualquier tipo de formacioacuten de estrellas en cualquiera de las configuraciones galaacutecticas
En la formulacioacuten del modelo LCDM la formacioacuten de las galaxias son las fundaciones astrofiacutesica que lo sostienen En el espacio primero se van formando pequentildeos objetos que gradualmente por efectos gravitatorios se van fusionando unos con otros para luego convertirse en masivas galaxias Las predicciones matemaacuteticas que se puede obtener para poder establecer una tasa aceptable de formacioacuten de estrellas en el universo son particularmente desafiantes en este modelo ya que establecer el nuacutemero de ellas que se forman en las galaxias requiere que las simulaciones lo resuelvan dentro de un proceso de creacioacuten simultaacutenea en todas aquellas escalas que aparecen como relevantes Es decir se formariacutean en un laquopariacute pasoraquo galaxias y estrellas Esto implica una demanda dinaacutemica substancial para todas las simulaciones Ademaacutes como ya lo hemos mencionado el efecto de retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos es significativamente importante en las galaxias pequentildeas lo que implica incrementar las dificultades en la obtencioacuten de cifras aterrizadas fijadas en los objetivos de dichas simulaciones consideraacutendose el hecho que esas galaxias se encuentran en los liacutemites de las resoluciones En consecuencia y dada esa dificultad no queda maacutes que computar considerando al efecto de retroaccioacuten de los vientos como un elemento constringente en la formacioacuten de estrellas dentro de pequentildeas galaxias De hecho en las simulaciones de este modelo la resolucioacuten total requerida no llegue a un volumen lo suficientemente satisfactorio que sea representativo para el universo observado y maacutes No se espera que en los proacuteximos antildeos los avances en informaacutetica puedan mejorar mucho esta situacioacuten Sin embargo como no estaacute inserto dentro del espiacuteritu de un cientiacutefico quedarse ahiacute Springel y Hernquist han podido soslayar en gran medida este problema En las figuras que fijaremos a continuacioacuten de este paacuterrafo se ilustra esquemaacuteticamente las simulaciones que desarrollaron esos cientiacuteficos en un Linux-Cluster del Center for Parallel Astrophysical Computing at Harvard-CfA Usando una de las secuencias con medidas asociadas a traveacutes de un especial anaacutelisis teacutecnico pudieron extender la gama dinaacutemica del modelo matemaacutetico para la formacioacuten de las galaxias llegando a alcanzar un rango dinaacutemico cercano a las 18 decenas en masas Tambieacuten para cada tamantildeo de series realizaron extensos estudios de las resoluciones lo que permitioacute obtener pruebas confiables de convergencias matemaacuteticas para cada una de las series
Ilustracioacuten computarizada de galaxias consideraacutendose un alto corrimiento al rojo A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas rodeando a una de las primeras estrellas que se forman en una de las galaxias En la simulacioacuten se considera al universo con una edad de un milloacuten de antildeos Los densos puntos blancos sentildealan a las galaxias que estariacutean en un proceso de formacioacuten de estrellas el las cuales el viento se conduce a traveacutes del medio intergalaacutectico Esos vientos son los que forman las burbujas de gas caliente que se aprecia a la derecha como se refleja en el graacutefico de temperatura que comporta la ilustracioacuten
En un fuerte corrimiento al rojo la primera estrella que se forma en las galaxias comienzan a emitir violentas emanaciones hacia el medio intergalaacutectico seguacuten lo que se puede apreciar en la ilustracioacuten de arriba Ahora cuando los vientos galaacutecticos son detenidos por colisiones ello conduce a que se formen burbujas en los MIG los cuales se llenan de un enriquecido gas metaacutelico caliente En consecuencia los vientos galaacutecticos pueden jugar un importante rol para entender el enriquecimiento en metales que se ha observado en gases galaacutecticos de baja densidad Centraacutendonos en las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias posiblemente esos vientos quizaacutes sean los causantes de las bajas tasas de formacioacuten de estrellas en las pequentildeas galaxias Sin la existencia de los vientos las galaxias no llegariacutean a un excesivo enfriamiento y seriacutean substancialmente maacutes brillantes como lo podemos observar en las figuras que a continuacioacuten insertamos
Galaxias en proceso de formacioacuten A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas en los momentos en que la densidad coacutesmica de formacioacuten de estrella se halla cerca de su maacuteximo A la derecha se muestra un close-up de una de las maacutes masivas galaxias que se ha formado hasta ahora en la cual los colores anaranjados muestran a las estrellas mientras que el azul representa al gas
En los graacuteficos que siguen a continuacioacuten se muestran las predicciones obtenidas a traveacutes del modelo compuesto de simulaciones que hemos estado describiendo para la formacioacuten de estrellas en funcioacuten del corrimiento al rojo y de tiempo acumulativo La densidad de la formacioacuten de estrellas se predice en su maacuteximo para un universo joven con un corrimiento al rojo del orden de Ζ = 55 Para la mitad de las estrellas se pronostica que se encontraban en puntos galaacutecticos del espacio hace ya maacutes de 10 mil millones de antildeos La fraccioacuten total de bariones producidos en las muertes de estrellas se considera cerca de un 10 lo que coincide con los datos de las observaciones Sin la inclusioacuten del viento galaacutectico el nuacutemero de bariones habriacutea sido substancialmente maacutes alto lo que seriacutea inconsistente con las observaciones
Historia de la formacioacuten coacutesmica de las estrellas en funcioacuten del tiempo El graacutefico de la izquierda muestra la evolucioacuten de la tasa de densidad en la formacioacuten de estrella en funcioacuten del corrimiento al rojo Los grafos azules corresponden a mediciones de las simulaciones mientras que las liacuteneas son ajuste analiacuteticos de los
resultados El maacuteximo de actividad para la formacioacuten de estrellas estariacutea dada por un corrimiento al rojo de Ζ = sim 55 para un tiempo de mil millones de antildeos de vida del universo En el graacutefico de la derecha se muestra a una fraccioacuten de estrellas de la eacutepoca actual que son maacutes vieja que la edad estimada en el estudio Se puede apreciar que sobre la mitad de las estrellas hoy diacutea tienen una edad que supera los 10 mil millones de antildeos
Quizaacutes el estudio que acabamos de describir sea uno de los maacutes confiables para predecir en el presente la formacioacuten de estrellas en un alto corrimiento al rojo Ello fue posible de concretar combinando la capacidad de procesamiento de supercomputadores modernos con un sofisticado modelo de la fiacutesica para gases radiactivos casi friacuteos formacioacuten de estrellas enriquecimiento de metales y de la retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos y de supernovas Estas simulaciones naturalmente son un paso maacutes para llegar a un conocimiento acabado sobre la evolucioacuten coacutesmica de la formacioacuten de las estrellas Estaacute claro que contiene mucha maacutes informacioacuten sobre el proceso de formacioacuten de las galaxias sobre las caracteriacutesticas del gas galaacutectico y el espacio entre ellas Pero dando pasos se construye la ciencia y si se compara la informacioacuten que se ha obtenido en estas simulaciones con datos detallados de observaciones es posible hacer progresos adicionales para entender mejor la formacioacuten cosmoloacutegica de las galaxias
Aquiacute todaviacutea nos queda pendiente profundizar auacuten maacutes sobre lo que se ha conseguido hasta hoy sobre la formacioacuten de las estrellas Los modelos astrofiacutesicos que hemos descrito son bastante consistentes con las observaciones y la intuicioacuten de quienes se han laquoentretenidoraquo en formularlos De todas maneras esto no queda como lo uacutenico que hasta ahora se puede exponer sobre el tema ya que en la siguiente seccioacuten vamos a incrementar los conceptos sesudos al respecto
Como maacutes de una vez ya expresamos las estrellas se forman y nacen de nubes de materia de gas y polvo que se
aglutina en los medios interestelares (MI) que se hallan por todo el universo En la actualidad se han logrado catalogar a unas 6000 de esas nubes de las cuales algunas alcanzan dimensiones diametrales que bordean los 300000 al (antildeos luz) y masas que fluctuacutean en torno entre 200000300000 veces la del Sol Estaacuten compuestas principalmente de hidroacutegeno amoniaco agua acetileno formalina silicatos carbono etc Ahora estas nubes no soacutelo almacenan los componentes para formar una estrella (o cientos de miles) sino que ademaacutes contienen los elementos necesarios para que en esos lugares coacutesmicos se puedan desarrollar masas planetarias Se trata de
estructuras bastante estables ya que sus sistemas gravitatorios se muestran en general estabilizados salvo cuando son inferidos por alguna interferencia perturbadora como puede ser el caso de la explosioacuten de una cercana supernova En efecto al explosionar una supernova en las cercaniacuteas de una nube interestelar eacutesta en vez de absorber las ondas de choque emitidas por el catastroacutefico evento estelar comienza a contraerse y colapsarse hacia el centro del sistema Al darse esa situacioacuten la energiacutea que se ha liberado en la explosioacuten comienza a calentar ese centro compactando auacuten maacutes la materia que se ha estado colapsando en el nuacutecleo la temperatura se incrementa sustancialmente lo que conlleva a que la radiacioacuten vaya siendo progresivamente cautivada En ese fenoacutemeno se ha producido el nacimiento de una protoestrella
Una vez conformada la protoestrella el siguiente paso que se da dentro del fenoacutemeno es la formacioacuten de una estrella Aunque nunca hemos visto en propiedad el nacimiento de una estrella ya que soacutelo podemos empezar a observarla cuando se enciende siacute nos atrevemos a describir que a partir de la nube originaria se crea un anillo que rodearaacute a la futura estrella y que la bombardearaacute por atraccioacuten enriquecieacutendola de materia hasta un liacutemite en que no podraacute seguir absorbiendo ese material Una vez alcanzada esa satisfaccioacuten estelar una gran parte de materia se escaparaacute a traveacutes de la perpendicular de entrada al disco y formaraacute lo que se denominan como jets bipolares o Herbig-Haro [HH] (materia que como sucede en los acontecimientos astrofiacutesicos es gatillada en pares en direcciones opuestas una por cada polo de ahiacute su nombre) que saldraacuten despedidos a velocidades superiores a los 1000 kms Luego la estrella que se acaba de formar seguiraacute un proceso bastante inestable hasta que alcance su madurez ya que en su nintildeez no dispone de de sistemas compensatorios y tampoco
ha iniciado sus reacciones nucleares
En la medida en que la estrella va asimilando materia atraiacuteda por la gravedad tambieacuten va incrementando su temperatura hasta llegar a tener entre 9 a 10 millones de grados en cuyo preciso momento comenzaraacute las reacciones nucleares la estrella se seguiraacute contrayendo hasta que la presioacuten y temperatura interna sean lo suficientemente grande como para poder compensar el sistema y lograr asiacute el estado de madurez (secuencia principal) mientras las radiaciones y el viento de protones y electrones expulsan a los elementos maacutes livianos del disco Y de darse ese fenoacutemeno esos elementos expulsados formaraacuten un disco circunestelar que podriacutea derivar en un sistema planetario como ocurrioacute en el caso del Sol
El Telescopio Espacial Hubble nos proporciona una detallada visioacuten de los procesos apopleacuteticos eructivos y dinaacutemicos que acompantildean las etapas finales de la formacioacuten de una estrellaEn las tres imaacutegenes de arriba se puede observar el derrumbe del disco circunestelar de polvo y gas que se forma durante el proceso de construccioacuten de una estrella y que a su vez proporciona los ingredientes para la formacioacuten de un sistema planetario En las imaacutegenes tambieacuten se puede apreciar a jets o chorros de gas caliente de varios sistemas embrionarios saliendo de las estrellas que se encuentran en las etapas finales de su formacioacuten
Una vez que la estrella arriba a su madurez se mantendraacute bastante estable por un periacuteodo de tiempo dependiendo del tamantildeo de su masa Pero como la masa es la propiedad maacutes importante de una estrella ello lo vamos a tratar maacutes adelante con cierta detencioacuten Por ahora seguiremos centrando nuestra atencioacuten en la formacioacuten de las estrellas Si bien no tenemos la posibilidad de poder ver como se embriona una estrella no obstante siacute sabemos que se forman de la materia del medio interestelar En consecuencia las zonas del espacio donde probablemente se formen una mayor cantidad de estrellas son aquellas en la que existe una mayor densidad dado que alliacute los aacutetomos y granos de polvo se encuentran maacutes concentrados permitiendo con ello que se ejerza una mayor fuerza de atraccioacuten gravitacional Pero tambieacuten es importante que en esos lugares exista una baja presioacuten del medio que facilite la presencia de bajas temperaturas
Los requisitos que hemos expuesto en el paacuterrafo anterior sobre las condiciones que deben reunir los espacios coacutesmicos para que se puedan formar estrellas se hallan fundamentalmente en las llamadas nebulosas oscuras En esas nubes del espacio se suelen dar condiciones con una densidad promedio en un rango
que va de 100 a 10000 partiacuteculas por cmsup3 (el promedio es de 01
a 20 partiacuteculas por cmsup3 y de temperaturas que no superan los 15deg K Una nebulosa oscura es una gran nube que se observa en el cielo como una pobre regioacuten de estrellas donde el polvo y los gases interestelares se hallan significativamente concentrados Pueden ser vistas si una parte de sus emisiones o reflexiones se oscurecen o como sucede con la nebulosa del Saco de Carboacuten
Nebulosa Oscura Saco de CarboacutenUna de las nebulosas maacutes conocidas por los habitantes del hemisferio sur Se sabe de ella desde que fue observada en 1499 por Vicente Yaacutenez Pinzoacuten cuando integraba la expedicioacuten de Hernando de MagallanesEl Saco del Carboacuten es una de las maacutes prominentes nebulosa oscura visible en los surentildeos cielos Es bien visible a simple vista y se parece a un oscuro y gran bancal de la Viacutea Laacutectea Se ubica con facilidad en la parte meridional de la conocida Cruz del Sur y oscurece y cubre unos 26 grados cuadrados del cielo con partes ubicadas en la constelacioacuten de La Mosca y otras en Centauro
(figura de la derecha) en que la luz de algunas de sus estrellas laquomaacutes viejasraquo ubicadas en las profundidades de la nube no es bloqueada por la materia interestelar Las nebulosas oscuras tienen formas bastante irregulares No tienen un liacutemite externo claramente definido y a veces adquieren formas como serpentinas enrolladas Cuando son grandes pueden ser observadas a simple vista asemejaacutendose a plantillas oscuras contrapuestas al fondo maacutes brillante de la Viacutea Laacutectea El hidroacutegeno que se halla almacenado en estas opacas y oscuras nubes se encuentra en estado molecular A las grandes nebulosas de este tipo se les conocen bajo el nombre de gigantes nubes moleculares (GNM o GMC) y su tamantildeo es un milloacuten de veces el del Sol En su interior contienen una gran cantidad de masa del medio interestelar
con una dimensioacuten de unos 150 al una densidad media que va de las 100 a las 300 moleacuteculas por cmsup3 y una temperatura interna que fluctuacutea entre los 7 y 15 grados K Las GNM estaacuten compuestas principalmente de gas y polvo pero ademaacutes contienen una cantidad importante de estrellas El nuacutecleo de esas nubes es invisible al ojo humano y es perceptible solamente a traveacutes de las emisiones de microondas emanadas de sus moleacuteculas constitutivas Esta radiacioacuten no es absorbida por el polvo y no escapa con facilidad de la nube El material que se encuentra almacenado en las GNM se agrupa en distintos tamantildeos con nubes que se ubican por debajo de las masas de las estrellas y los maacutes pequentildeos pueden medir hasta un antildeo luz (al)Esa nubes tambieacuten cuentan con su propio campo magneacutetico interno el cual les sirve de escudo de ayuda contra su propia gravedad Las GNM juegan un importante rol en la dinaacutemica de las galaxias En efecto cuando una estrella pasa cerca de una GNM la gravedad de eacutesta afectaraacute considerablemente a la oacuterbita de la estrella Al cabo de varios encuentros cercanos una estrella de mediana edad seraacute afectada significativamente en su direccioacuten y velocidad orbital alongando su oacuterbita desde la condicioacuten circular primaria heredada de la GNM como tienen las estrellas recieacuten nacidas Este fenoacutemeno es una herramienta de gran utilidad para los astroacutenomos para estimar las edades de las estrellas y estudiar la densidad del disco galaacutectico
Ahora profundizando un poco sobre las nubes moleculares eacutestas ndash por densidad y tamantildeondash permiten la formacioacuten
de hidroacutegeno molecular H2 Sin embargo se trata de una moleacutecula bastante difiacutecil de detectar lo que implica rastrearla a traveacutes de moleacuteculas de monoacutexido de carbono (CO) La relacioacuten entre la luminosidad del CO y la masa del H2 es aproximadamente constante pese a que existen razones para dudar que sea asiacute dado lo que se observa en algunas galaxias
En la Viacutea Laacutectea las nubes moleculares asumen un tamantildeo que corresponde aproximadamente a la mitad del espacio orbital del Sol lo que las transforma en un componente significativo del disco galaacutectico Seguacuten los catastros que se tienen confeccionados sobre nubes moleculares en la galaxia registran que la mayoriacutea de ellas se encuentran agrupadas en objetos maacutes masivos que abarcan varios millones de masas solares Por lo general se hallan ubicadas en planos con dimensiones aproximadas de entre 50 y 75 pc (no dejan de ser grandecitas) pero son mucho maacutes finas que los otros componentes gaseosos que cohabita por esos lugares como el hidroacutegeno atoacutemico e ionizado Se piensa que las nubes moleculares deberiacutean existir extensivamente
sobre todo dentro de los brazos espirales de la galaxia pero ello es incierto dado el hecho de las dificultades que se tienen para estimar distancia y en otras galaxias que han sido observadas en alta resolucioacuten se ha logrado ver a los respectivos brazos espirales claramente delineados pero no sensibles a un fondo uniforme de emisiones de CO Para muchos de los astrofiacutesicos la formacioacuten de nuevas estrellas en el universo ocurre hoy solamente dentro de las nubes moleculares Lo piensan asiacute dado que ello seriacutea una consecuencia natural de sus altas densidades bajas temperaturas y de la evidencia observada en grandes nubes formadoras que han sido confinadas en gran medida por la propia gravedad de lo embrionado como ser estrellas planetas y galaxias mas que por la accioacuten externa como sucede con las nubes del cielo Esta evidencia nace del hecho de las laquoturbulentasraquo velocidades deducidas de las liacuteneas de latitud del CO que se mueven a una velocidad semejante a la orbital ( una relacioacuten virial )
Nebulosa Molecular CarinaDentro de algunos millones de antildeos la radiacioacuten de las brillantes estrellas que se hallan alojadas en esta nebulosa habraacute dado cuenta de la totalidad del gas y moleacuteculas que auacuten conserva La nube molecular se ha desagregado de la Nebulosa Eta Carina u Ojo de la Cerradura Las nuevas estrellas que se han formado se hallan visibles y sus enrojecidas imaacutegenes es el producto de la azul luz dispersada preferentemente por el penetrante polvo La imagen de arriba tiene una extensioacuten aproximada de dos antildeos luz y fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble en 1999
En resumen las nubes moleculares seriacutean el medio para la formacioacuten del laquocigotoraquo de estrellas Como lo mencionamos estaacuten formadas de gas y polvo El gas es predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Pero a diferencia de los animales ese laquocigoto estelarraquo se formariacutea por el colapso y fragmentacioacuten de las regiones maacutes densas de la nube En esos lugares las partiacuteculas se atraeriacutean por la gravedad y colapsariacutean hacia el centro de las regiones maacutes densas Ahora como contraparte al colapso se halla la presioacuten del gas El problema radica en saber con certeza cuaacutel es el mecanismo que produce el triunfo de la gravedad sobre la presioacuten que ejerce el gas para que la nube de comienzo a la formacioacuten de una estrella Debemos reconocer que hasta ahora la fiacutesica de las nubes moleculares no la entendemos muy bien y es tema de discusioacuten en congresos y simposios de fiacutesicos Sus movimientos internos son gobernados por las turbulencias de un magnetizado y friacuteo gas cuyos turbulentos movimientos son altamente supersoacutenicos pero siacute comparables a las velocidades de los disturbios magneacuteticos Dado lo anterior se piensa que en esos estados los gases deberiacutean perder raacutepidamente energiacutea procediendo a derrumbarse o reinyectarse energeacuteticamente Tambieacuten se puede dar el caso de que las nubes sean perturbadas por alguacuten proceso como ser el de una masiva estrella ya que sabemos que mucha de estas nubes alojan a eacutestas en una fraccioacuten importante de su masa desde antes de su fraccionamiento y colapso para formar cantidades de ellas Sabemos que una de las particularidades de la gravedad es su coalescencia con respecto a la materia Dado lo anterior es natural que se piense que para que se deacute comienzo a un proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas de una nube colapse y se fragmente por efectos gravitatorios Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por consiguiente deberiacutea darse en un momento un mecanismo para que la gravedad sea preeminente sobre los demaacutes componentes y de esa manera la nube puede formar una estrella Por ahora adoptaremos simplificaciones para enumerar los posibles mecaacutenicos que pueden originar la preeminencia de la gravedad aunque en la realidad las nubes moleculares son no son homogeacuteneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes No obstante dentro de los mecanismos que podriacutean dar origen en el interior de una nube interestelar a una estrella como consecuencia de la gravedad se encuentran entre otros los siguientes
1 Una supernova La espectacular explosioacuten de una masiva estrella cuyas fuertes ondas de choque pueden ocasionar el desequilibrio necesario para embrionar a una estrella
2 Las ondas de choque provocadas por la colisioacuten de nubes moleculares 3 Las ondas de densidad que se producen en los brazos espirales de las galaxias Por delante de estas
ondas viajan otras de choque que alteran el medio interno de las nebulosas oscuras 4 Las interacciones galaacutecticas Las interacciones de los medios interestelares que se dan en los espacios
galaacutecticos tambieacuten dan origen a ondas de choque 5 Las ondas teacutermicas de estrellas recieacuten nacidas Una vez que las estrellas logran encender su combustible
empiezan a brillar liberando ondas teacutermicas de choque que dan origen a una especie de efecto laquodominoacuteraquo en la formacioacuten de nuevas estrellas Este pude ser uno de los mecanismos que da origen a los nacimientos estelares masivos en cuacutemulos
ltBLlt fontgtEn la siguiente seccioacuten de esta parte del capiacutetulo III nos vamos a centrar en analizar cada uno de los posibles mecanismos que hemos enumerado para que se formen estrellas como consecuencia de efectos gravitatorios
La mayoriacutea del gas que se concentra en el disco galaacutectico se halla unionizado o en estado neutro y se le denomina
H I Ahora bajo condiciones apropiadas por ejemplo cerca de una caliente estrella o circundante a los efectos de la explosioacuten de una supernova ese gas se puede ionizar y como ya lo hemos estado estudiando cuando ello ocurre a esos lugares se le denominan regiones H II En ambos estados a ese gas se le nombra generalmente como el ISM del medio interestelar
Como podemos deducir de las secciones anteriores las Regiones HII son calentadas (ελ sim 104 K) y bajan hacia el
friacuteo fondo del H I (ελ sim 102 K) asentaacutendose en eacutel Esa ubicacioacuten que asumen las regiones HII ha sido claramente detentada en imaacutegenes de galaxias externas Lo anterior ha sido certificado por evidencias obtenidas a traveacutes de fotografiacuteas directas ( o imaacutegenes CCD) de galaxias que se hallan cercanas a la Viacutea Laacutectea Ello ha sido posible debido al dominio de las liacuteneas espectrales de emisioacuten de varios elementos como el hidroacutegeno en particular del
helio oxiacutegeno carbono calcio silicio hierro etc Imaacutegenes tomadas a un rango de luz de Hα 6583 Aring (o sea a la
liacutenea α de la serie de Balmer) han demostrado con mucha claridad a regiones H II ello debido a que mucha de la luz visible emitida en esas regiones galaacutecticas es generada dentro del rango de esa liacutenea Por consiguiente las regiones H II aparecen en imaacutegenes de color tiacutepicamente rosaacuteceas En las galaxias que maacutes se han hallado regiones H II son en las espirales en especial en los brazos de eacutestas donde las joacutevenes estrellas son ricas en proporcionar fotones ultravioletas que son necesarios para ionizar el gas Las maacutes prominentes estrellas que habitan esas regiones galaacutecticas son las recieacuten nacidas por consiguiente calientes Alguna de esas regiones contiene un nuacutemero maacutes que significativo de esas estrellas cuya produccioacuten de energiacutea pude ionizar una fraccioacuten importante del gas de una galaxia Por otro lado las estrellas que se van formando en las galaxias en lugares fuera de los espirales en su andar por el inicio de la vida estelar se van asociando a los brazos espirales del correspondiente disco galaacutectico lo que implica que debido a sus claras liacuteneas de emisioacuten se transforman en un excelente medio para estudiar la rotatoria y cinemaacutetica de las galaxias Por otra parte las galaxias eliacutepticas y S0 rara vez muestran de forma prominente regionesH II Ello se debe a que se trata fundamentalmente de galaxias viejas y es poco el gas que les queda almacenado como para tener una fertilidad estelar significativa No obstante muestran deacutebiles nebulosas planetarias pero maacutes que todo son rasgos de muestra de la distancia a la que se encuentran
LIacuteNEAS DE IONIZACIOacuteN Y DE EMISIOacuteN
Como ya lo estudiamos anteriormente las regiones H II tienen un cierto tamantildeo alrededor de una fuente de ionizacioacuten que corresponde a un equilibrio formado por el flujo de fotones ionizantes por una parte con la tasa por el cual el plasma se puede enfriar y los electrones ionizados puedan recombinarse con los protones por otra Ahora si la tasa de ionizacioacuten es mayor que la de recombinacioacuten el plasma se ionizaraacute casi en su totalidad En esos casos estudios que se han realizado han sentildealado que menos del uno por ciento del hidroacutegeno aglomerado en esas tiacutepicas regiones no es afectado por la ionizacioacuten A continuacioacuten insertamos fotografiacuteas de tres galaxias espirales en las cuales se muestra el comportamiento que hemos descrito sobre las regiones H II
Figura 03040301- Las fotografiacuteas de arriba muestra a tres galaxias espirales captadas en el ancho de banda del filtro rojo (paneles superiores) y a la luz de Hα (paneles inferiores) Las regionesH II se correlacionan notablemente con los espirales y anillo de la estructura de las galaxias El filtro rojo es muchiacutesimo maacutes sensitivo a la distribucioacuten general de viejas estrellas mientras que por su parte el filtro Hα destaca los sitios de estrellas joacutevenes donde forman regiones
Es importante tener presente en estos estudios que lo fotones ultravioletas por debajo de una longitud de onda de λ = 912 Aring tienen la suficiente energiacutea como para ionizar el hidroacutegeno quitando al electroacuten Eventualmente el electroacuten se recobra pero dado que el gas interestelar tiene una muy baja densidad el proceso de recuperacioacuten puede durar horas Las estrellas maacutes caliente son las fuentes emisoras de fotones UV por excelencia necesario para ionizar el gas Estrellas como las de los tipos O o B y tambieacuten las enanas blancas son las principales a considerar Las temperaturas que se pueden dar en las estrellas O o B va desde 11000 a los 50000 ordm C mientras que las enanas blancas pueden alcanzar cifras bastante mayores en la temperatura de su superficie El mecanismo que conduce a las liacuteneas de emisioacuten es la recombinacioacuten como lo podemos apreciar en el graacutefico que
vamos a insertar maacutes abajo Las importantes a considerar entre otras son Hα a 6563 Aring [NII] a 6583 Aring [OII] a
3726 y [OIII] a 4959 y 5007 Aring
Figura 03040302- Los grafos muestran el espectro de una tiacutepica nebulosa planetaria NGC 1501 y muestran muchas estrechas liacuteneas de emisioacuten de H C O y HeFuente Stanghellini Kaler y Shaw AampA 291 604
En el graacutefico de la figura 03040302 se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes ldquo[ ]rdquo que estaacuten indicando que se trata de liacuteneas conocidas normalmente como ldquoprohibidasrdquo ya que pueden ser observadas solamente bajo condiciones de una muy deacutebil densidad En laboratorio los plasmas que se usan en las investigaciones son generalmente de tan alta densidad que ese tipo de liacuteneas son inobservables ya que se generan de energiacuteas producidas a nivel de la superficie de la Tierra y por ello comportan una alta estabilidad y un largo curso de vida Para los astrofiacutesicos que orientan sus trabajos de investigacioacuten para dilucidar las formas en que nacen las estrellas las liacuteneas de emisioacuten constituyen un excelente medio para obtener diagnoacutesticos sobre las condiciones fiacutesicas del gas aglomerado en las nebulosas planetarias En efecto en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las liacuteneas son
termosensibles mientras que los [ O II ] y [ S II ] entre 6716 y 6731 Aring son maacutes sensibles a la densidad del electroacuten Lo anterior es debido a que las uacuteltimas de las liacuteneas son emitidas a diversos niveles pero con casi la misma energiacutea de excitacioacuten Lo importante es que el cociente que se obtenga sea un diagnoacutestico del proceso de las excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se estaacute estudiando Ahora en cuanto los plasmas que se pueden hallar a estaacutendares terrestres resultan bastante delgados con densidades de partiacuteculas que van desde los 10 a los 106 cm-3
Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en las nebulosas planetarias las observaciones que se efectuacutean en longitudes de ondas de radio ya que en esas frecuencias estas regiones del espacio emiten tiacutepicas radiaciones bremsstrahlung lo que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes del gas de las correspondientes nubes
Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
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- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
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Proyecciones de la densidad de la luminosidad estelar de las galaxias espirales formuladas en simulaciones en las cuales se incluye el viento galaacutectico A la izquierda se muestra a una pequentildea galaxia de una masa total de 1010 mientras que a la izquierda se presenta a una galaxia de una msa 100 veces mayor En ambos casos la morfologiacutea del disco estelar de formacioacuten es absolutamente semejante al de las galaxias espirales observadas
En las galaxias pequentildeas los vientos galaacutecticos adquieren una influencia significativa en la escasa formacioacuten de estrellas ya que de ellas se pueden escapar de la gravedad de sus progenitores los halos de materia oscura Sin embargo los vientos cuando se trata de grandes galaxias son confinados de manera tal que en esos sistemas no juegan un rol significativo para impedir formaciones estelares numerosas En consecuencia se puede pensar que la retroaccioacuten por vientos soacutelo reduce la actividad de la formacioacuten de estrellas en galaxias pequentildeas lo que lleva a coincidir entre las observaciones y las predicciones del modelo LCDM Lo anterior es lo que incentiva a que en la actualidad los vientos galaacutecticos reciban bastante atencioacuten en los estudios teoacutericos Pero ademaacutes los vientos producen otro efecto interesante que es el de transportar los metales a traveacutes del medio intergalaacutectico lo que potencialmente explica porqueacute los elementos pesados se observan en los gases de baja densidad que residen en los espacios intergalaacutecticos como se ha detectado en estudios de liacuteneas espectrales de quaacutesares
La figura de arriba ilustra las diversas simulaciones cosmoloacutegicas que se utilizaron para estudiar la formacioacuten de galaxias en el universo Cada una de las series fueron desarrolladas con distintas dimensiones usando en ello una gama de diversas resoluciones matemaacuteticas En aquellas que aparecen maacutes grandes se insertaron en ellas maacutes de 68 millones de partiacuteculas Combinando los resultados de las distintas series se desarrolloacute un by pass que permite efectuar simulaciones con una gama de posibilidades que permiten estudiar a traveacutes de computacioacuten cualquier tipo de formacioacuten de estrellas en cualquiera de las configuraciones galaacutecticas
En la formulacioacuten del modelo LCDM la formacioacuten de las galaxias son las fundaciones astrofiacutesica que lo sostienen En el espacio primero se van formando pequentildeos objetos que gradualmente por efectos gravitatorios se van fusionando unos con otros para luego convertirse en masivas galaxias Las predicciones matemaacuteticas que se puede obtener para poder establecer una tasa aceptable de formacioacuten de estrellas en el universo son particularmente desafiantes en este modelo ya que establecer el nuacutemero de ellas que se forman en las galaxias requiere que las simulaciones lo resuelvan dentro de un proceso de creacioacuten simultaacutenea en todas aquellas escalas que aparecen como relevantes Es decir se formariacutean en un laquopariacute pasoraquo galaxias y estrellas Esto implica una demanda dinaacutemica substancial para todas las simulaciones Ademaacutes como ya lo hemos mencionado el efecto de retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos es significativamente importante en las galaxias pequentildeas lo que implica incrementar las dificultades en la obtencioacuten de cifras aterrizadas fijadas en los objetivos de dichas simulaciones consideraacutendose el hecho que esas galaxias se encuentran en los liacutemites de las resoluciones En consecuencia y dada esa dificultad no queda maacutes que computar considerando al efecto de retroaccioacuten de los vientos como un elemento constringente en la formacioacuten de estrellas dentro de pequentildeas galaxias De hecho en las simulaciones de este modelo la resolucioacuten total requerida no llegue a un volumen lo suficientemente satisfactorio que sea representativo para el universo observado y maacutes No se espera que en los proacuteximos antildeos los avances en informaacutetica puedan mejorar mucho esta situacioacuten Sin embargo como no estaacute inserto dentro del espiacuteritu de un cientiacutefico quedarse ahiacute Springel y Hernquist han podido soslayar en gran medida este problema En las figuras que fijaremos a continuacioacuten de este paacuterrafo se ilustra esquemaacuteticamente las simulaciones que desarrollaron esos cientiacuteficos en un Linux-Cluster del Center for Parallel Astrophysical Computing at Harvard-CfA Usando una de las secuencias con medidas asociadas a traveacutes de un especial anaacutelisis teacutecnico pudieron extender la gama dinaacutemica del modelo matemaacutetico para la formacioacuten de las galaxias llegando a alcanzar un rango dinaacutemico cercano a las 18 decenas en masas Tambieacuten para cada tamantildeo de series realizaron extensos estudios de las resoluciones lo que permitioacute obtener pruebas confiables de convergencias matemaacuteticas para cada una de las series
Ilustracioacuten computarizada de galaxias consideraacutendose un alto corrimiento al rojo A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas rodeando a una de las primeras estrellas que se forman en una de las galaxias En la simulacioacuten se considera al universo con una edad de un milloacuten de antildeos Los densos puntos blancos sentildealan a las galaxias que estariacutean en un proceso de formacioacuten de estrellas el las cuales el viento se conduce a traveacutes del medio intergalaacutectico Esos vientos son los que forman las burbujas de gas caliente que se aprecia a la derecha como se refleja en el graacutefico de temperatura que comporta la ilustracioacuten
En un fuerte corrimiento al rojo la primera estrella que se forma en las galaxias comienzan a emitir violentas emanaciones hacia el medio intergalaacutectico seguacuten lo que se puede apreciar en la ilustracioacuten de arriba Ahora cuando los vientos galaacutecticos son detenidos por colisiones ello conduce a que se formen burbujas en los MIG los cuales se llenan de un enriquecido gas metaacutelico caliente En consecuencia los vientos galaacutecticos pueden jugar un importante rol para entender el enriquecimiento en metales que se ha observado en gases galaacutecticos de baja densidad Centraacutendonos en las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias posiblemente esos vientos quizaacutes sean los causantes de las bajas tasas de formacioacuten de estrellas en las pequentildeas galaxias Sin la existencia de los vientos las galaxias no llegariacutean a un excesivo enfriamiento y seriacutean substancialmente maacutes brillantes como lo podemos observar en las figuras que a continuacioacuten insertamos
Galaxias en proceso de formacioacuten A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas en los momentos en que la densidad coacutesmica de formacioacuten de estrella se halla cerca de su maacuteximo A la derecha se muestra un close-up de una de las maacutes masivas galaxias que se ha formado hasta ahora en la cual los colores anaranjados muestran a las estrellas mientras que el azul representa al gas
En los graacuteficos que siguen a continuacioacuten se muestran las predicciones obtenidas a traveacutes del modelo compuesto de simulaciones que hemos estado describiendo para la formacioacuten de estrellas en funcioacuten del corrimiento al rojo y de tiempo acumulativo La densidad de la formacioacuten de estrellas se predice en su maacuteximo para un universo joven con un corrimiento al rojo del orden de Ζ = 55 Para la mitad de las estrellas se pronostica que se encontraban en puntos galaacutecticos del espacio hace ya maacutes de 10 mil millones de antildeos La fraccioacuten total de bariones producidos en las muertes de estrellas se considera cerca de un 10 lo que coincide con los datos de las observaciones Sin la inclusioacuten del viento galaacutectico el nuacutemero de bariones habriacutea sido substancialmente maacutes alto lo que seriacutea inconsistente con las observaciones
Historia de la formacioacuten coacutesmica de las estrellas en funcioacuten del tiempo El graacutefico de la izquierda muestra la evolucioacuten de la tasa de densidad en la formacioacuten de estrella en funcioacuten del corrimiento al rojo Los grafos azules corresponden a mediciones de las simulaciones mientras que las liacuteneas son ajuste analiacuteticos de los
resultados El maacuteximo de actividad para la formacioacuten de estrellas estariacutea dada por un corrimiento al rojo de Ζ = sim 55 para un tiempo de mil millones de antildeos de vida del universo En el graacutefico de la derecha se muestra a una fraccioacuten de estrellas de la eacutepoca actual que son maacutes vieja que la edad estimada en el estudio Se puede apreciar que sobre la mitad de las estrellas hoy diacutea tienen una edad que supera los 10 mil millones de antildeos
Quizaacutes el estudio que acabamos de describir sea uno de los maacutes confiables para predecir en el presente la formacioacuten de estrellas en un alto corrimiento al rojo Ello fue posible de concretar combinando la capacidad de procesamiento de supercomputadores modernos con un sofisticado modelo de la fiacutesica para gases radiactivos casi friacuteos formacioacuten de estrellas enriquecimiento de metales y de la retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos y de supernovas Estas simulaciones naturalmente son un paso maacutes para llegar a un conocimiento acabado sobre la evolucioacuten coacutesmica de la formacioacuten de las estrellas Estaacute claro que contiene mucha maacutes informacioacuten sobre el proceso de formacioacuten de las galaxias sobre las caracteriacutesticas del gas galaacutectico y el espacio entre ellas Pero dando pasos se construye la ciencia y si se compara la informacioacuten que se ha obtenido en estas simulaciones con datos detallados de observaciones es posible hacer progresos adicionales para entender mejor la formacioacuten cosmoloacutegica de las galaxias
Aquiacute todaviacutea nos queda pendiente profundizar auacuten maacutes sobre lo que se ha conseguido hasta hoy sobre la formacioacuten de las estrellas Los modelos astrofiacutesicos que hemos descrito son bastante consistentes con las observaciones y la intuicioacuten de quienes se han laquoentretenidoraquo en formularlos De todas maneras esto no queda como lo uacutenico que hasta ahora se puede exponer sobre el tema ya que en la siguiente seccioacuten vamos a incrementar los conceptos sesudos al respecto
Como maacutes de una vez ya expresamos las estrellas se forman y nacen de nubes de materia de gas y polvo que se
aglutina en los medios interestelares (MI) que se hallan por todo el universo En la actualidad se han logrado catalogar a unas 6000 de esas nubes de las cuales algunas alcanzan dimensiones diametrales que bordean los 300000 al (antildeos luz) y masas que fluctuacutean en torno entre 200000300000 veces la del Sol Estaacuten compuestas principalmente de hidroacutegeno amoniaco agua acetileno formalina silicatos carbono etc Ahora estas nubes no soacutelo almacenan los componentes para formar una estrella (o cientos de miles) sino que ademaacutes contienen los elementos necesarios para que en esos lugares coacutesmicos se puedan desarrollar masas planetarias Se trata de
estructuras bastante estables ya que sus sistemas gravitatorios se muestran en general estabilizados salvo cuando son inferidos por alguna interferencia perturbadora como puede ser el caso de la explosioacuten de una cercana supernova En efecto al explosionar una supernova en las cercaniacuteas de una nube interestelar eacutesta en vez de absorber las ondas de choque emitidas por el catastroacutefico evento estelar comienza a contraerse y colapsarse hacia el centro del sistema Al darse esa situacioacuten la energiacutea que se ha liberado en la explosioacuten comienza a calentar ese centro compactando auacuten maacutes la materia que se ha estado colapsando en el nuacutecleo la temperatura se incrementa sustancialmente lo que conlleva a que la radiacioacuten vaya siendo progresivamente cautivada En ese fenoacutemeno se ha producido el nacimiento de una protoestrella
Una vez conformada la protoestrella el siguiente paso que se da dentro del fenoacutemeno es la formacioacuten de una estrella Aunque nunca hemos visto en propiedad el nacimiento de una estrella ya que soacutelo podemos empezar a observarla cuando se enciende siacute nos atrevemos a describir que a partir de la nube originaria se crea un anillo que rodearaacute a la futura estrella y que la bombardearaacute por atraccioacuten enriquecieacutendola de materia hasta un liacutemite en que no podraacute seguir absorbiendo ese material Una vez alcanzada esa satisfaccioacuten estelar una gran parte de materia se escaparaacute a traveacutes de la perpendicular de entrada al disco y formaraacute lo que se denominan como jets bipolares o Herbig-Haro [HH] (materia que como sucede en los acontecimientos astrofiacutesicos es gatillada en pares en direcciones opuestas una por cada polo de ahiacute su nombre) que saldraacuten despedidos a velocidades superiores a los 1000 kms Luego la estrella que se acaba de formar seguiraacute un proceso bastante inestable hasta que alcance su madurez ya que en su nintildeez no dispone de de sistemas compensatorios y tampoco
ha iniciado sus reacciones nucleares
En la medida en que la estrella va asimilando materia atraiacuteda por la gravedad tambieacuten va incrementando su temperatura hasta llegar a tener entre 9 a 10 millones de grados en cuyo preciso momento comenzaraacute las reacciones nucleares la estrella se seguiraacute contrayendo hasta que la presioacuten y temperatura interna sean lo suficientemente grande como para poder compensar el sistema y lograr asiacute el estado de madurez (secuencia principal) mientras las radiaciones y el viento de protones y electrones expulsan a los elementos maacutes livianos del disco Y de darse ese fenoacutemeno esos elementos expulsados formaraacuten un disco circunestelar que podriacutea derivar en un sistema planetario como ocurrioacute en el caso del Sol
El Telescopio Espacial Hubble nos proporciona una detallada visioacuten de los procesos apopleacuteticos eructivos y dinaacutemicos que acompantildean las etapas finales de la formacioacuten de una estrellaEn las tres imaacutegenes de arriba se puede observar el derrumbe del disco circunestelar de polvo y gas que se forma durante el proceso de construccioacuten de una estrella y que a su vez proporciona los ingredientes para la formacioacuten de un sistema planetario En las imaacutegenes tambieacuten se puede apreciar a jets o chorros de gas caliente de varios sistemas embrionarios saliendo de las estrellas que se encuentran en las etapas finales de su formacioacuten
Una vez que la estrella arriba a su madurez se mantendraacute bastante estable por un periacuteodo de tiempo dependiendo del tamantildeo de su masa Pero como la masa es la propiedad maacutes importante de una estrella ello lo vamos a tratar maacutes adelante con cierta detencioacuten Por ahora seguiremos centrando nuestra atencioacuten en la formacioacuten de las estrellas Si bien no tenemos la posibilidad de poder ver como se embriona una estrella no obstante siacute sabemos que se forman de la materia del medio interestelar En consecuencia las zonas del espacio donde probablemente se formen una mayor cantidad de estrellas son aquellas en la que existe una mayor densidad dado que alliacute los aacutetomos y granos de polvo se encuentran maacutes concentrados permitiendo con ello que se ejerza una mayor fuerza de atraccioacuten gravitacional Pero tambieacuten es importante que en esos lugares exista una baja presioacuten del medio que facilite la presencia de bajas temperaturas
Los requisitos que hemos expuesto en el paacuterrafo anterior sobre las condiciones que deben reunir los espacios coacutesmicos para que se puedan formar estrellas se hallan fundamentalmente en las llamadas nebulosas oscuras En esas nubes del espacio se suelen dar condiciones con una densidad promedio en un rango
que va de 100 a 10000 partiacuteculas por cmsup3 (el promedio es de 01
a 20 partiacuteculas por cmsup3 y de temperaturas que no superan los 15deg K Una nebulosa oscura es una gran nube que se observa en el cielo como una pobre regioacuten de estrellas donde el polvo y los gases interestelares se hallan significativamente concentrados Pueden ser vistas si una parte de sus emisiones o reflexiones se oscurecen o como sucede con la nebulosa del Saco de Carboacuten
Nebulosa Oscura Saco de CarboacutenUna de las nebulosas maacutes conocidas por los habitantes del hemisferio sur Se sabe de ella desde que fue observada en 1499 por Vicente Yaacutenez Pinzoacuten cuando integraba la expedicioacuten de Hernando de MagallanesEl Saco del Carboacuten es una de las maacutes prominentes nebulosa oscura visible en los surentildeos cielos Es bien visible a simple vista y se parece a un oscuro y gran bancal de la Viacutea Laacutectea Se ubica con facilidad en la parte meridional de la conocida Cruz del Sur y oscurece y cubre unos 26 grados cuadrados del cielo con partes ubicadas en la constelacioacuten de La Mosca y otras en Centauro
(figura de la derecha) en que la luz de algunas de sus estrellas laquomaacutes viejasraquo ubicadas en las profundidades de la nube no es bloqueada por la materia interestelar Las nebulosas oscuras tienen formas bastante irregulares No tienen un liacutemite externo claramente definido y a veces adquieren formas como serpentinas enrolladas Cuando son grandes pueden ser observadas a simple vista asemejaacutendose a plantillas oscuras contrapuestas al fondo maacutes brillante de la Viacutea Laacutectea El hidroacutegeno que se halla almacenado en estas opacas y oscuras nubes se encuentra en estado molecular A las grandes nebulosas de este tipo se les conocen bajo el nombre de gigantes nubes moleculares (GNM o GMC) y su tamantildeo es un milloacuten de veces el del Sol En su interior contienen una gran cantidad de masa del medio interestelar
con una dimensioacuten de unos 150 al una densidad media que va de las 100 a las 300 moleacuteculas por cmsup3 y una temperatura interna que fluctuacutea entre los 7 y 15 grados K Las GNM estaacuten compuestas principalmente de gas y polvo pero ademaacutes contienen una cantidad importante de estrellas El nuacutecleo de esas nubes es invisible al ojo humano y es perceptible solamente a traveacutes de las emisiones de microondas emanadas de sus moleacuteculas constitutivas Esta radiacioacuten no es absorbida por el polvo y no escapa con facilidad de la nube El material que se encuentra almacenado en las GNM se agrupa en distintos tamantildeos con nubes que se ubican por debajo de las masas de las estrellas y los maacutes pequentildeos pueden medir hasta un antildeo luz (al)Esa nubes tambieacuten cuentan con su propio campo magneacutetico interno el cual les sirve de escudo de ayuda contra su propia gravedad Las GNM juegan un importante rol en la dinaacutemica de las galaxias En efecto cuando una estrella pasa cerca de una GNM la gravedad de eacutesta afectaraacute considerablemente a la oacuterbita de la estrella Al cabo de varios encuentros cercanos una estrella de mediana edad seraacute afectada significativamente en su direccioacuten y velocidad orbital alongando su oacuterbita desde la condicioacuten circular primaria heredada de la GNM como tienen las estrellas recieacuten nacidas Este fenoacutemeno es una herramienta de gran utilidad para los astroacutenomos para estimar las edades de las estrellas y estudiar la densidad del disco galaacutectico
Ahora profundizando un poco sobre las nubes moleculares eacutestas ndash por densidad y tamantildeondash permiten la formacioacuten
de hidroacutegeno molecular H2 Sin embargo se trata de una moleacutecula bastante difiacutecil de detectar lo que implica rastrearla a traveacutes de moleacuteculas de monoacutexido de carbono (CO) La relacioacuten entre la luminosidad del CO y la masa del H2 es aproximadamente constante pese a que existen razones para dudar que sea asiacute dado lo que se observa en algunas galaxias
En la Viacutea Laacutectea las nubes moleculares asumen un tamantildeo que corresponde aproximadamente a la mitad del espacio orbital del Sol lo que las transforma en un componente significativo del disco galaacutectico Seguacuten los catastros que se tienen confeccionados sobre nubes moleculares en la galaxia registran que la mayoriacutea de ellas se encuentran agrupadas en objetos maacutes masivos que abarcan varios millones de masas solares Por lo general se hallan ubicadas en planos con dimensiones aproximadas de entre 50 y 75 pc (no dejan de ser grandecitas) pero son mucho maacutes finas que los otros componentes gaseosos que cohabita por esos lugares como el hidroacutegeno atoacutemico e ionizado Se piensa que las nubes moleculares deberiacutean existir extensivamente
sobre todo dentro de los brazos espirales de la galaxia pero ello es incierto dado el hecho de las dificultades que se tienen para estimar distancia y en otras galaxias que han sido observadas en alta resolucioacuten se ha logrado ver a los respectivos brazos espirales claramente delineados pero no sensibles a un fondo uniforme de emisiones de CO Para muchos de los astrofiacutesicos la formacioacuten de nuevas estrellas en el universo ocurre hoy solamente dentro de las nubes moleculares Lo piensan asiacute dado que ello seriacutea una consecuencia natural de sus altas densidades bajas temperaturas y de la evidencia observada en grandes nubes formadoras que han sido confinadas en gran medida por la propia gravedad de lo embrionado como ser estrellas planetas y galaxias mas que por la accioacuten externa como sucede con las nubes del cielo Esta evidencia nace del hecho de las laquoturbulentasraquo velocidades deducidas de las liacuteneas de latitud del CO que se mueven a una velocidad semejante a la orbital ( una relacioacuten virial )
Nebulosa Molecular CarinaDentro de algunos millones de antildeos la radiacioacuten de las brillantes estrellas que se hallan alojadas en esta nebulosa habraacute dado cuenta de la totalidad del gas y moleacuteculas que auacuten conserva La nube molecular se ha desagregado de la Nebulosa Eta Carina u Ojo de la Cerradura Las nuevas estrellas que se han formado se hallan visibles y sus enrojecidas imaacutegenes es el producto de la azul luz dispersada preferentemente por el penetrante polvo La imagen de arriba tiene una extensioacuten aproximada de dos antildeos luz y fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble en 1999
En resumen las nubes moleculares seriacutean el medio para la formacioacuten del laquocigotoraquo de estrellas Como lo mencionamos estaacuten formadas de gas y polvo El gas es predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Pero a diferencia de los animales ese laquocigoto estelarraquo se formariacutea por el colapso y fragmentacioacuten de las regiones maacutes densas de la nube En esos lugares las partiacuteculas se atraeriacutean por la gravedad y colapsariacutean hacia el centro de las regiones maacutes densas Ahora como contraparte al colapso se halla la presioacuten del gas El problema radica en saber con certeza cuaacutel es el mecanismo que produce el triunfo de la gravedad sobre la presioacuten que ejerce el gas para que la nube de comienzo a la formacioacuten de una estrella Debemos reconocer que hasta ahora la fiacutesica de las nubes moleculares no la entendemos muy bien y es tema de discusioacuten en congresos y simposios de fiacutesicos Sus movimientos internos son gobernados por las turbulencias de un magnetizado y friacuteo gas cuyos turbulentos movimientos son altamente supersoacutenicos pero siacute comparables a las velocidades de los disturbios magneacuteticos Dado lo anterior se piensa que en esos estados los gases deberiacutean perder raacutepidamente energiacutea procediendo a derrumbarse o reinyectarse energeacuteticamente Tambieacuten se puede dar el caso de que las nubes sean perturbadas por alguacuten proceso como ser el de una masiva estrella ya que sabemos que mucha de estas nubes alojan a eacutestas en una fraccioacuten importante de su masa desde antes de su fraccionamiento y colapso para formar cantidades de ellas Sabemos que una de las particularidades de la gravedad es su coalescencia con respecto a la materia Dado lo anterior es natural que se piense que para que se deacute comienzo a un proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas de una nube colapse y se fragmente por efectos gravitatorios Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por consiguiente deberiacutea darse en un momento un mecanismo para que la gravedad sea preeminente sobre los demaacutes componentes y de esa manera la nube puede formar una estrella Por ahora adoptaremos simplificaciones para enumerar los posibles mecaacutenicos que pueden originar la preeminencia de la gravedad aunque en la realidad las nubes moleculares son no son homogeacuteneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes No obstante dentro de los mecanismos que podriacutean dar origen en el interior de una nube interestelar a una estrella como consecuencia de la gravedad se encuentran entre otros los siguientes
1 Una supernova La espectacular explosioacuten de una masiva estrella cuyas fuertes ondas de choque pueden ocasionar el desequilibrio necesario para embrionar a una estrella
2 Las ondas de choque provocadas por la colisioacuten de nubes moleculares 3 Las ondas de densidad que se producen en los brazos espirales de las galaxias Por delante de estas
ondas viajan otras de choque que alteran el medio interno de las nebulosas oscuras 4 Las interacciones galaacutecticas Las interacciones de los medios interestelares que se dan en los espacios
galaacutecticos tambieacuten dan origen a ondas de choque 5 Las ondas teacutermicas de estrellas recieacuten nacidas Una vez que las estrellas logran encender su combustible
empiezan a brillar liberando ondas teacutermicas de choque que dan origen a una especie de efecto laquodominoacuteraquo en la formacioacuten de nuevas estrellas Este pude ser uno de los mecanismos que da origen a los nacimientos estelares masivos en cuacutemulos
ltBLlt fontgtEn la siguiente seccioacuten de esta parte del capiacutetulo III nos vamos a centrar en analizar cada uno de los posibles mecanismos que hemos enumerado para que se formen estrellas como consecuencia de efectos gravitatorios
La mayoriacutea del gas que se concentra en el disco galaacutectico se halla unionizado o en estado neutro y se le denomina
H I Ahora bajo condiciones apropiadas por ejemplo cerca de una caliente estrella o circundante a los efectos de la explosioacuten de una supernova ese gas se puede ionizar y como ya lo hemos estado estudiando cuando ello ocurre a esos lugares se le denominan regiones H II En ambos estados a ese gas se le nombra generalmente como el ISM del medio interestelar
Como podemos deducir de las secciones anteriores las Regiones HII son calentadas (ελ sim 104 K) y bajan hacia el
friacuteo fondo del H I (ελ sim 102 K) asentaacutendose en eacutel Esa ubicacioacuten que asumen las regiones HII ha sido claramente detentada en imaacutegenes de galaxias externas Lo anterior ha sido certificado por evidencias obtenidas a traveacutes de fotografiacuteas directas ( o imaacutegenes CCD) de galaxias que se hallan cercanas a la Viacutea Laacutectea Ello ha sido posible debido al dominio de las liacuteneas espectrales de emisioacuten de varios elementos como el hidroacutegeno en particular del
helio oxiacutegeno carbono calcio silicio hierro etc Imaacutegenes tomadas a un rango de luz de Hα 6583 Aring (o sea a la
liacutenea α de la serie de Balmer) han demostrado con mucha claridad a regiones H II ello debido a que mucha de la luz visible emitida en esas regiones galaacutecticas es generada dentro del rango de esa liacutenea Por consiguiente las regiones H II aparecen en imaacutegenes de color tiacutepicamente rosaacuteceas En las galaxias que maacutes se han hallado regiones H II son en las espirales en especial en los brazos de eacutestas donde las joacutevenes estrellas son ricas en proporcionar fotones ultravioletas que son necesarios para ionizar el gas Las maacutes prominentes estrellas que habitan esas regiones galaacutecticas son las recieacuten nacidas por consiguiente calientes Alguna de esas regiones contiene un nuacutemero maacutes que significativo de esas estrellas cuya produccioacuten de energiacutea pude ionizar una fraccioacuten importante del gas de una galaxia Por otro lado las estrellas que se van formando en las galaxias en lugares fuera de los espirales en su andar por el inicio de la vida estelar se van asociando a los brazos espirales del correspondiente disco galaacutectico lo que implica que debido a sus claras liacuteneas de emisioacuten se transforman en un excelente medio para estudiar la rotatoria y cinemaacutetica de las galaxias Por otra parte las galaxias eliacutepticas y S0 rara vez muestran de forma prominente regionesH II Ello se debe a que se trata fundamentalmente de galaxias viejas y es poco el gas que les queda almacenado como para tener una fertilidad estelar significativa No obstante muestran deacutebiles nebulosas planetarias pero maacutes que todo son rasgos de muestra de la distancia a la que se encuentran
LIacuteNEAS DE IONIZACIOacuteN Y DE EMISIOacuteN
Como ya lo estudiamos anteriormente las regiones H II tienen un cierto tamantildeo alrededor de una fuente de ionizacioacuten que corresponde a un equilibrio formado por el flujo de fotones ionizantes por una parte con la tasa por el cual el plasma se puede enfriar y los electrones ionizados puedan recombinarse con los protones por otra Ahora si la tasa de ionizacioacuten es mayor que la de recombinacioacuten el plasma se ionizaraacute casi en su totalidad En esos casos estudios que se han realizado han sentildealado que menos del uno por ciento del hidroacutegeno aglomerado en esas tiacutepicas regiones no es afectado por la ionizacioacuten A continuacioacuten insertamos fotografiacuteas de tres galaxias espirales en las cuales se muestra el comportamiento que hemos descrito sobre las regiones H II
Figura 03040301- Las fotografiacuteas de arriba muestra a tres galaxias espirales captadas en el ancho de banda del filtro rojo (paneles superiores) y a la luz de Hα (paneles inferiores) Las regionesH II se correlacionan notablemente con los espirales y anillo de la estructura de las galaxias El filtro rojo es muchiacutesimo maacutes sensitivo a la distribucioacuten general de viejas estrellas mientras que por su parte el filtro Hα destaca los sitios de estrellas joacutevenes donde forman regiones
Es importante tener presente en estos estudios que lo fotones ultravioletas por debajo de una longitud de onda de λ = 912 Aring tienen la suficiente energiacutea como para ionizar el hidroacutegeno quitando al electroacuten Eventualmente el electroacuten se recobra pero dado que el gas interestelar tiene una muy baja densidad el proceso de recuperacioacuten puede durar horas Las estrellas maacutes caliente son las fuentes emisoras de fotones UV por excelencia necesario para ionizar el gas Estrellas como las de los tipos O o B y tambieacuten las enanas blancas son las principales a considerar Las temperaturas que se pueden dar en las estrellas O o B va desde 11000 a los 50000 ordm C mientras que las enanas blancas pueden alcanzar cifras bastante mayores en la temperatura de su superficie El mecanismo que conduce a las liacuteneas de emisioacuten es la recombinacioacuten como lo podemos apreciar en el graacutefico que
vamos a insertar maacutes abajo Las importantes a considerar entre otras son Hα a 6563 Aring [NII] a 6583 Aring [OII] a
3726 y [OIII] a 4959 y 5007 Aring
Figura 03040302- Los grafos muestran el espectro de una tiacutepica nebulosa planetaria NGC 1501 y muestran muchas estrechas liacuteneas de emisioacuten de H C O y HeFuente Stanghellini Kaler y Shaw AampA 291 604
En el graacutefico de la figura 03040302 se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes ldquo[ ]rdquo que estaacuten indicando que se trata de liacuteneas conocidas normalmente como ldquoprohibidasrdquo ya que pueden ser observadas solamente bajo condiciones de una muy deacutebil densidad En laboratorio los plasmas que se usan en las investigaciones son generalmente de tan alta densidad que ese tipo de liacuteneas son inobservables ya que se generan de energiacuteas producidas a nivel de la superficie de la Tierra y por ello comportan una alta estabilidad y un largo curso de vida Para los astrofiacutesicos que orientan sus trabajos de investigacioacuten para dilucidar las formas en que nacen las estrellas las liacuteneas de emisioacuten constituyen un excelente medio para obtener diagnoacutesticos sobre las condiciones fiacutesicas del gas aglomerado en las nebulosas planetarias En efecto en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las liacuteneas son
termosensibles mientras que los [ O II ] y [ S II ] entre 6716 y 6731 Aring son maacutes sensibles a la densidad del electroacuten Lo anterior es debido a que las uacuteltimas de las liacuteneas son emitidas a diversos niveles pero con casi la misma energiacutea de excitacioacuten Lo importante es que el cociente que se obtenga sea un diagnoacutestico del proceso de las excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se estaacute estudiando Ahora en cuanto los plasmas que se pueden hallar a estaacutendares terrestres resultan bastante delgados con densidades de partiacuteculas que van desde los 10 a los 106 cm-3
Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en las nebulosas planetarias las observaciones que se efectuacutean en longitudes de ondas de radio ya que en esas frecuencias estas regiones del espacio emiten tiacutepicas radiaciones bremsstrahlung lo que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes del gas de las correspondientes nubes
Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
La figura de arriba ilustra las diversas simulaciones cosmoloacutegicas que se utilizaron para estudiar la formacioacuten de galaxias en el universo Cada una de las series fueron desarrolladas con distintas dimensiones usando en ello una gama de diversas resoluciones matemaacuteticas En aquellas que aparecen maacutes grandes se insertaron en ellas maacutes de 68 millones de partiacuteculas Combinando los resultados de las distintas series se desarrolloacute un by pass que permite efectuar simulaciones con una gama de posibilidades que permiten estudiar a traveacutes de computacioacuten cualquier tipo de formacioacuten de estrellas en cualquiera de las configuraciones galaacutecticas
En la formulacioacuten del modelo LCDM la formacioacuten de las galaxias son las fundaciones astrofiacutesica que lo sostienen En el espacio primero se van formando pequentildeos objetos que gradualmente por efectos gravitatorios se van fusionando unos con otros para luego convertirse en masivas galaxias Las predicciones matemaacuteticas que se puede obtener para poder establecer una tasa aceptable de formacioacuten de estrellas en el universo son particularmente desafiantes en este modelo ya que establecer el nuacutemero de ellas que se forman en las galaxias requiere que las simulaciones lo resuelvan dentro de un proceso de creacioacuten simultaacutenea en todas aquellas escalas que aparecen como relevantes Es decir se formariacutean en un laquopariacute pasoraquo galaxias y estrellas Esto implica una demanda dinaacutemica substancial para todas las simulaciones Ademaacutes como ya lo hemos mencionado el efecto de retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos es significativamente importante en las galaxias pequentildeas lo que implica incrementar las dificultades en la obtencioacuten de cifras aterrizadas fijadas en los objetivos de dichas simulaciones consideraacutendose el hecho que esas galaxias se encuentran en los liacutemites de las resoluciones En consecuencia y dada esa dificultad no queda maacutes que computar considerando al efecto de retroaccioacuten de los vientos como un elemento constringente en la formacioacuten de estrellas dentro de pequentildeas galaxias De hecho en las simulaciones de este modelo la resolucioacuten total requerida no llegue a un volumen lo suficientemente satisfactorio que sea representativo para el universo observado y maacutes No se espera que en los proacuteximos antildeos los avances en informaacutetica puedan mejorar mucho esta situacioacuten Sin embargo como no estaacute inserto dentro del espiacuteritu de un cientiacutefico quedarse ahiacute Springel y Hernquist han podido soslayar en gran medida este problema En las figuras que fijaremos a continuacioacuten de este paacuterrafo se ilustra esquemaacuteticamente las simulaciones que desarrollaron esos cientiacuteficos en un Linux-Cluster del Center for Parallel Astrophysical Computing at Harvard-CfA Usando una de las secuencias con medidas asociadas a traveacutes de un especial anaacutelisis teacutecnico pudieron extender la gama dinaacutemica del modelo matemaacutetico para la formacioacuten de las galaxias llegando a alcanzar un rango dinaacutemico cercano a las 18 decenas en masas Tambieacuten para cada tamantildeo de series realizaron extensos estudios de las resoluciones lo que permitioacute obtener pruebas confiables de convergencias matemaacuteticas para cada una de las series
Ilustracioacuten computarizada de galaxias consideraacutendose un alto corrimiento al rojo A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas rodeando a una de las primeras estrellas que se forman en una de las galaxias En la simulacioacuten se considera al universo con una edad de un milloacuten de antildeos Los densos puntos blancos sentildealan a las galaxias que estariacutean en un proceso de formacioacuten de estrellas el las cuales el viento se conduce a traveacutes del medio intergalaacutectico Esos vientos son los que forman las burbujas de gas caliente que se aprecia a la derecha como se refleja en el graacutefico de temperatura que comporta la ilustracioacuten
En un fuerte corrimiento al rojo la primera estrella que se forma en las galaxias comienzan a emitir violentas emanaciones hacia el medio intergalaacutectico seguacuten lo que se puede apreciar en la ilustracioacuten de arriba Ahora cuando los vientos galaacutecticos son detenidos por colisiones ello conduce a que se formen burbujas en los MIG los cuales se llenan de un enriquecido gas metaacutelico caliente En consecuencia los vientos galaacutecticos pueden jugar un importante rol para entender el enriquecimiento en metales que se ha observado en gases galaacutecticos de baja densidad Centraacutendonos en las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias posiblemente esos vientos quizaacutes sean los causantes de las bajas tasas de formacioacuten de estrellas en las pequentildeas galaxias Sin la existencia de los vientos las galaxias no llegariacutean a un excesivo enfriamiento y seriacutean substancialmente maacutes brillantes como lo podemos observar en las figuras que a continuacioacuten insertamos
Galaxias en proceso de formacioacuten A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas en los momentos en que la densidad coacutesmica de formacioacuten de estrella se halla cerca de su maacuteximo A la derecha se muestra un close-up de una de las maacutes masivas galaxias que se ha formado hasta ahora en la cual los colores anaranjados muestran a las estrellas mientras que el azul representa al gas
En los graacuteficos que siguen a continuacioacuten se muestran las predicciones obtenidas a traveacutes del modelo compuesto de simulaciones que hemos estado describiendo para la formacioacuten de estrellas en funcioacuten del corrimiento al rojo y de tiempo acumulativo La densidad de la formacioacuten de estrellas se predice en su maacuteximo para un universo joven con un corrimiento al rojo del orden de Ζ = 55 Para la mitad de las estrellas se pronostica que se encontraban en puntos galaacutecticos del espacio hace ya maacutes de 10 mil millones de antildeos La fraccioacuten total de bariones producidos en las muertes de estrellas se considera cerca de un 10 lo que coincide con los datos de las observaciones Sin la inclusioacuten del viento galaacutectico el nuacutemero de bariones habriacutea sido substancialmente maacutes alto lo que seriacutea inconsistente con las observaciones
Historia de la formacioacuten coacutesmica de las estrellas en funcioacuten del tiempo El graacutefico de la izquierda muestra la evolucioacuten de la tasa de densidad en la formacioacuten de estrella en funcioacuten del corrimiento al rojo Los grafos azules corresponden a mediciones de las simulaciones mientras que las liacuteneas son ajuste analiacuteticos de los
resultados El maacuteximo de actividad para la formacioacuten de estrellas estariacutea dada por un corrimiento al rojo de Ζ = sim 55 para un tiempo de mil millones de antildeos de vida del universo En el graacutefico de la derecha se muestra a una fraccioacuten de estrellas de la eacutepoca actual que son maacutes vieja que la edad estimada en el estudio Se puede apreciar que sobre la mitad de las estrellas hoy diacutea tienen una edad que supera los 10 mil millones de antildeos
Quizaacutes el estudio que acabamos de describir sea uno de los maacutes confiables para predecir en el presente la formacioacuten de estrellas en un alto corrimiento al rojo Ello fue posible de concretar combinando la capacidad de procesamiento de supercomputadores modernos con un sofisticado modelo de la fiacutesica para gases radiactivos casi friacuteos formacioacuten de estrellas enriquecimiento de metales y de la retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos y de supernovas Estas simulaciones naturalmente son un paso maacutes para llegar a un conocimiento acabado sobre la evolucioacuten coacutesmica de la formacioacuten de las estrellas Estaacute claro que contiene mucha maacutes informacioacuten sobre el proceso de formacioacuten de las galaxias sobre las caracteriacutesticas del gas galaacutectico y el espacio entre ellas Pero dando pasos se construye la ciencia y si se compara la informacioacuten que se ha obtenido en estas simulaciones con datos detallados de observaciones es posible hacer progresos adicionales para entender mejor la formacioacuten cosmoloacutegica de las galaxias
Aquiacute todaviacutea nos queda pendiente profundizar auacuten maacutes sobre lo que se ha conseguido hasta hoy sobre la formacioacuten de las estrellas Los modelos astrofiacutesicos que hemos descrito son bastante consistentes con las observaciones y la intuicioacuten de quienes se han laquoentretenidoraquo en formularlos De todas maneras esto no queda como lo uacutenico que hasta ahora se puede exponer sobre el tema ya que en la siguiente seccioacuten vamos a incrementar los conceptos sesudos al respecto
Como maacutes de una vez ya expresamos las estrellas se forman y nacen de nubes de materia de gas y polvo que se
aglutina en los medios interestelares (MI) que se hallan por todo el universo En la actualidad se han logrado catalogar a unas 6000 de esas nubes de las cuales algunas alcanzan dimensiones diametrales que bordean los 300000 al (antildeos luz) y masas que fluctuacutean en torno entre 200000300000 veces la del Sol Estaacuten compuestas principalmente de hidroacutegeno amoniaco agua acetileno formalina silicatos carbono etc Ahora estas nubes no soacutelo almacenan los componentes para formar una estrella (o cientos de miles) sino que ademaacutes contienen los elementos necesarios para que en esos lugares coacutesmicos se puedan desarrollar masas planetarias Se trata de
estructuras bastante estables ya que sus sistemas gravitatorios se muestran en general estabilizados salvo cuando son inferidos por alguna interferencia perturbadora como puede ser el caso de la explosioacuten de una cercana supernova En efecto al explosionar una supernova en las cercaniacuteas de una nube interestelar eacutesta en vez de absorber las ondas de choque emitidas por el catastroacutefico evento estelar comienza a contraerse y colapsarse hacia el centro del sistema Al darse esa situacioacuten la energiacutea que se ha liberado en la explosioacuten comienza a calentar ese centro compactando auacuten maacutes la materia que se ha estado colapsando en el nuacutecleo la temperatura se incrementa sustancialmente lo que conlleva a que la radiacioacuten vaya siendo progresivamente cautivada En ese fenoacutemeno se ha producido el nacimiento de una protoestrella
Una vez conformada la protoestrella el siguiente paso que se da dentro del fenoacutemeno es la formacioacuten de una estrella Aunque nunca hemos visto en propiedad el nacimiento de una estrella ya que soacutelo podemos empezar a observarla cuando se enciende siacute nos atrevemos a describir que a partir de la nube originaria se crea un anillo que rodearaacute a la futura estrella y que la bombardearaacute por atraccioacuten enriquecieacutendola de materia hasta un liacutemite en que no podraacute seguir absorbiendo ese material Una vez alcanzada esa satisfaccioacuten estelar una gran parte de materia se escaparaacute a traveacutes de la perpendicular de entrada al disco y formaraacute lo que se denominan como jets bipolares o Herbig-Haro [HH] (materia que como sucede en los acontecimientos astrofiacutesicos es gatillada en pares en direcciones opuestas una por cada polo de ahiacute su nombre) que saldraacuten despedidos a velocidades superiores a los 1000 kms Luego la estrella que se acaba de formar seguiraacute un proceso bastante inestable hasta que alcance su madurez ya que en su nintildeez no dispone de de sistemas compensatorios y tampoco
ha iniciado sus reacciones nucleares
En la medida en que la estrella va asimilando materia atraiacuteda por la gravedad tambieacuten va incrementando su temperatura hasta llegar a tener entre 9 a 10 millones de grados en cuyo preciso momento comenzaraacute las reacciones nucleares la estrella se seguiraacute contrayendo hasta que la presioacuten y temperatura interna sean lo suficientemente grande como para poder compensar el sistema y lograr asiacute el estado de madurez (secuencia principal) mientras las radiaciones y el viento de protones y electrones expulsan a los elementos maacutes livianos del disco Y de darse ese fenoacutemeno esos elementos expulsados formaraacuten un disco circunestelar que podriacutea derivar en un sistema planetario como ocurrioacute en el caso del Sol
El Telescopio Espacial Hubble nos proporciona una detallada visioacuten de los procesos apopleacuteticos eructivos y dinaacutemicos que acompantildean las etapas finales de la formacioacuten de una estrellaEn las tres imaacutegenes de arriba se puede observar el derrumbe del disco circunestelar de polvo y gas que se forma durante el proceso de construccioacuten de una estrella y que a su vez proporciona los ingredientes para la formacioacuten de un sistema planetario En las imaacutegenes tambieacuten se puede apreciar a jets o chorros de gas caliente de varios sistemas embrionarios saliendo de las estrellas que se encuentran en las etapas finales de su formacioacuten
Una vez que la estrella arriba a su madurez se mantendraacute bastante estable por un periacuteodo de tiempo dependiendo del tamantildeo de su masa Pero como la masa es la propiedad maacutes importante de una estrella ello lo vamos a tratar maacutes adelante con cierta detencioacuten Por ahora seguiremos centrando nuestra atencioacuten en la formacioacuten de las estrellas Si bien no tenemos la posibilidad de poder ver como se embriona una estrella no obstante siacute sabemos que se forman de la materia del medio interestelar En consecuencia las zonas del espacio donde probablemente se formen una mayor cantidad de estrellas son aquellas en la que existe una mayor densidad dado que alliacute los aacutetomos y granos de polvo se encuentran maacutes concentrados permitiendo con ello que se ejerza una mayor fuerza de atraccioacuten gravitacional Pero tambieacuten es importante que en esos lugares exista una baja presioacuten del medio que facilite la presencia de bajas temperaturas
Los requisitos que hemos expuesto en el paacuterrafo anterior sobre las condiciones que deben reunir los espacios coacutesmicos para que se puedan formar estrellas se hallan fundamentalmente en las llamadas nebulosas oscuras En esas nubes del espacio se suelen dar condiciones con una densidad promedio en un rango
que va de 100 a 10000 partiacuteculas por cmsup3 (el promedio es de 01
a 20 partiacuteculas por cmsup3 y de temperaturas que no superan los 15deg K Una nebulosa oscura es una gran nube que se observa en el cielo como una pobre regioacuten de estrellas donde el polvo y los gases interestelares se hallan significativamente concentrados Pueden ser vistas si una parte de sus emisiones o reflexiones se oscurecen o como sucede con la nebulosa del Saco de Carboacuten
Nebulosa Oscura Saco de CarboacutenUna de las nebulosas maacutes conocidas por los habitantes del hemisferio sur Se sabe de ella desde que fue observada en 1499 por Vicente Yaacutenez Pinzoacuten cuando integraba la expedicioacuten de Hernando de MagallanesEl Saco del Carboacuten es una de las maacutes prominentes nebulosa oscura visible en los surentildeos cielos Es bien visible a simple vista y se parece a un oscuro y gran bancal de la Viacutea Laacutectea Se ubica con facilidad en la parte meridional de la conocida Cruz del Sur y oscurece y cubre unos 26 grados cuadrados del cielo con partes ubicadas en la constelacioacuten de La Mosca y otras en Centauro
(figura de la derecha) en que la luz de algunas de sus estrellas laquomaacutes viejasraquo ubicadas en las profundidades de la nube no es bloqueada por la materia interestelar Las nebulosas oscuras tienen formas bastante irregulares No tienen un liacutemite externo claramente definido y a veces adquieren formas como serpentinas enrolladas Cuando son grandes pueden ser observadas a simple vista asemejaacutendose a plantillas oscuras contrapuestas al fondo maacutes brillante de la Viacutea Laacutectea El hidroacutegeno que se halla almacenado en estas opacas y oscuras nubes se encuentra en estado molecular A las grandes nebulosas de este tipo se les conocen bajo el nombre de gigantes nubes moleculares (GNM o GMC) y su tamantildeo es un milloacuten de veces el del Sol En su interior contienen una gran cantidad de masa del medio interestelar
con una dimensioacuten de unos 150 al una densidad media que va de las 100 a las 300 moleacuteculas por cmsup3 y una temperatura interna que fluctuacutea entre los 7 y 15 grados K Las GNM estaacuten compuestas principalmente de gas y polvo pero ademaacutes contienen una cantidad importante de estrellas El nuacutecleo de esas nubes es invisible al ojo humano y es perceptible solamente a traveacutes de las emisiones de microondas emanadas de sus moleacuteculas constitutivas Esta radiacioacuten no es absorbida por el polvo y no escapa con facilidad de la nube El material que se encuentra almacenado en las GNM se agrupa en distintos tamantildeos con nubes que se ubican por debajo de las masas de las estrellas y los maacutes pequentildeos pueden medir hasta un antildeo luz (al)Esa nubes tambieacuten cuentan con su propio campo magneacutetico interno el cual les sirve de escudo de ayuda contra su propia gravedad Las GNM juegan un importante rol en la dinaacutemica de las galaxias En efecto cuando una estrella pasa cerca de una GNM la gravedad de eacutesta afectaraacute considerablemente a la oacuterbita de la estrella Al cabo de varios encuentros cercanos una estrella de mediana edad seraacute afectada significativamente en su direccioacuten y velocidad orbital alongando su oacuterbita desde la condicioacuten circular primaria heredada de la GNM como tienen las estrellas recieacuten nacidas Este fenoacutemeno es una herramienta de gran utilidad para los astroacutenomos para estimar las edades de las estrellas y estudiar la densidad del disco galaacutectico
Ahora profundizando un poco sobre las nubes moleculares eacutestas ndash por densidad y tamantildeondash permiten la formacioacuten
de hidroacutegeno molecular H2 Sin embargo se trata de una moleacutecula bastante difiacutecil de detectar lo que implica rastrearla a traveacutes de moleacuteculas de monoacutexido de carbono (CO) La relacioacuten entre la luminosidad del CO y la masa del H2 es aproximadamente constante pese a que existen razones para dudar que sea asiacute dado lo que se observa en algunas galaxias
En la Viacutea Laacutectea las nubes moleculares asumen un tamantildeo que corresponde aproximadamente a la mitad del espacio orbital del Sol lo que las transforma en un componente significativo del disco galaacutectico Seguacuten los catastros que se tienen confeccionados sobre nubes moleculares en la galaxia registran que la mayoriacutea de ellas se encuentran agrupadas en objetos maacutes masivos que abarcan varios millones de masas solares Por lo general se hallan ubicadas en planos con dimensiones aproximadas de entre 50 y 75 pc (no dejan de ser grandecitas) pero son mucho maacutes finas que los otros componentes gaseosos que cohabita por esos lugares como el hidroacutegeno atoacutemico e ionizado Se piensa que las nubes moleculares deberiacutean existir extensivamente
sobre todo dentro de los brazos espirales de la galaxia pero ello es incierto dado el hecho de las dificultades que se tienen para estimar distancia y en otras galaxias que han sido observadas en alta resolucioacuten se ha logrado ver a los respectivos brazos espirales claramente delineados pero no sensibles a un fondo uniforme de emisiones de CO Para muchos de los astrofiacutesicos la formacioacuten de nuevas estrellas en el universo ocurre hoy solamente dentro de las nubes moleculares Lo piensan asiacute dado que ello seriacutea una consecuencia natural de sus altas densidades bajas temperaturas y de la evidencia observada en grandes nubes formadoras que han sido confinadas en gran medida por la propia gravedad de lo embrionado como ser estrellas planetas y galaxias mas que por la accioacuten externa como sucede con las nubes del cielo Esta evidencia nace del hecho de las laquoturbulentasraquo velocidades deducidas de las liacuteneas de latitud del CO que se mueven a una velocidad semejante a la orbital ( una relacioacuten virial )
Nebulosa Molecular CarinaDentro de algunos millones de antildeos la radiacioacuten de las brillantes estrellas que se hallan alojadas en esta nebulosa habraacute dado cuenta de la totalidad del gas y moleacuteculas que auacuten conserva La nube molecular se ha desagregado de la Nebulosa Eta Carina u Ojo de la Cerradura Las nuevas estrellas que se han formado se hallan visibles y sus enrojecidas imaacutegenes es el producto de la azul luz dispersada preferentemente por el penetrante polvo La imagen de arriba tiene una extensioacuten aproximada de dos antildeos luz y fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble en 1999
En resumen las nubes moleculares seriacutean el medio para la formacioacuten del laquocigotoraquo de estrellas Como lo mencionamos estaacuten formadas de gas y polvo El gas es predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Pero a diferencia de los animales ese laquocigoto estelarraquo se formariacutea por el colapso y fragmentacioacuten de las regiones maacutes densas de la nube En esos lugares las partiacuteculas se atraeriacutean por la gravedad y colapsariacutean hacia el centro de las regiones maacutes densas Ahora como contraparte al colapso se halla la presioacuten del gas El problema radica en saber con certeza cuaacutel es el mecanismo que produce el triunfo de la gravedad sobre la presioacuten que ejerce el gas para que la nube de comienzo a la formacioacuten de una estrella Debemos reconocer que hasta ahora la fiacutesica de las nubes moleculares no la entendemos muy bien y es tema de discusioacuten en congresos y simposios de fiacutesicos Sus movimientos internos son gobernados por las turbulencias de un magnetizado y friacuteo gas cuyos turbulentos movimientos son altamente supersoacutenicos pero siacute comparables a las velocidades de los disturbios magneacuteticos Dado lo anterior se piensa que en esos estados los gases deberiacutean perder raacutepidamente energiacutea procediendo a derrumbarse o reinyectarse energeacuteticamente Tambieacuten se puede dar el caso de que las nubes sean perturbadas por alguacuten proceso como ser el de una masiva estrella ya que sabemos que mucha de estas nubes alojan a eacutestas en una fraccioacuten importante de su masa desde antes de su fraccionamiento y colapso para formar cantidades de ellas Sabemos que una de las particularidades de la gravedad es su coalescencia con respecto a la materia Dado lo anterior es natural que se piense que para que se deacute comienzo a un proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas de una nube colapse y se fragmente por efectos gravitatorios Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por consiguiente deberiacutea darse en un momento un mecanismo para que la gravedad sea preeminente sobre los demaacutes componentes y de esa manera la nube puede formar una estrella Por ahora adoptaremos simplificaciones para enumerar los posibles mecaacutenicos que pueden originar la preeminencia de la gravedad aunque en la realidad las nubes moleculares son no son homogeacuteneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes No obstante dentro de los mecanismos que podriacutean dar origen en el interior de una nube interestelar a una estrella como consecuencia de la gravedad se encuentran entre otros los siguientes
1 Una supernova La espectacular explosioacuten de una masiva estrella cuyas fuertes ondas de choque pueden ocasionar el desequilibrio necesario para embrionar a una estrella
2 Las ondas de choque provocadas por la colisioacuten de nubes moleculares 3 Las ondas de densidad que se producen en los brazos espirales de las galaxias Por delante de estas
ondas viajan otras de choque que alteran el medio interno de las nebulosas oscuras 4 Las interacciones galaacutecticas Las interacciones de los medios interestelares que se dan en los espacios
galaacutecticos tambieacuten dan origen a ondas de choque 5 Las ondas teacutermicas de estrellas recieacuten nacidas Una vez que las estrellas logran encender su combustible
empiezan a brillar liberando ondas teacutermicas de choque que dan origen a una especie de efecto laquodominoacuteraquo en la formacioacuten de nuevas estrellas Este pude ser uno de los mecanismos que da origen a los nacimientos estelares masivos en cuacutemulos
ltBLlt fontgtEn la siguiente seccioacuten de esta parte del capiacutetulo III nos vamos a centrar en analizar cada uno de los posibles mecanismos que hemos enumerado para que se formen estrellas como consecuencia de efectos gravitatorios
La mayoriacutea del gas que se concentra en el disco galaacutectico se halla unionizado o en estado neutro y se le denomina
H I Ahora bajo condiciones apropiadas por ejemplo cerca de una caliente estrella o circundante a los efectos de la explosioacuten de una supernova ese gas se puede ionizar y como ya lo hemos estado estudiando cuando ello ocurre a esos lugares se le denominan regiones H II En ambos estados a ese gas se le nombra generalmente como el ISM del medio interestelar
Como podemos deducir de las secciones anteriores las Regiones HII son calentadas (ελ sim 104 K) y bajan hacia el
friacuteo fondo del H I (ελ sim 102 K) asentaacutendose en eacutel Esa ubicacioacuten que asumen las regiones HII ha sido claramente detentada en imaacutegenes de galaxias externas Lo anterior ha sido certificado por evidencias obtenidas a traveacutes de fotografiacuteas directas ( o imaacutegenes CCD) de galaxias que se hallan cercanas a la Viacutea Laacutectea Ello ha sido posible debido al dominio de las liacuteneas espectrales de emisioacuten de varios elementos como el hidroacutegeno en particular del
helio oxiacutegeno carbono calcio silicio hierro etc Imaacutegenes tomadas a un rango de luz de Hα 6583 Aring (o sea a la
liacutenea α de la serie de Balmer) han demostrado con mucha claridad a regiones H II ello debido a que mucha de la luz visible emitida en esas regiones galaacutecticas es generada dentro del rango de esa liacutenea Por consiguiente las regiones H II aparecen en imaacutegenes de color tiacutepicamente rosaacuteceas En las galaxias que maacutes se han hallado regiones H II son en las espirales en especial en los brazos de eacutestas donde las joacutevenes estrellas son ricas en proporcionar fotones ultravioletas que son necesarios para ionizar el gas Las maacutes prominentes estrellas que habitan esas regiones galaacutecticas son las recieacuten nacidas por consiguiente calientes Alguna de esas regiones contiene un nuacutemero maacutes que significativo de esas estrellas cuya produccioacuten de energiacutea pude ionizar una fraccioacuten importante del gas de una galaxia Por otro lado las estrellas que se van formando en las galaxias en lugares fuera de los espirales en su andar por el inicio de la vida estelar se van asociando a los brazos espirales del correspondiente disco galaacutectico lo que implica que debido a sus claras liacuteneas de emisioacuten se transforman en un excelente medio para estudiar la rotatoria y cinemaacutetica de las galaxias Por otra parte las galaxias eliacutepticas y S0 rara vez muestran de forma prominente regionesH II Ello se debe a que se trata fundamentalmente de galaxias viejas y es poco el gas que les queda almacenado como para tener una fertilidad estelar significativa No obstante muestran deacutebiles nebulosas planetarias pero maacutes que todo son rasgos de muestra de la distancia a la que se encuentran
LIacuteNEAS DE IONIZACIOacuteN Y DE EMISIOacuteN
Como ya lo estudiamos anteriormente las regiones H II tienen un cierto tamantildeo alrededor de una fuente de ionizacioacuten que corresponde a un equilibrio formado por el flujo de fotones ionizantes por una parte con la tasa por el cual el plasma se puede enfriar y los electrones ionizados puedan recombinarse con los protones por otra Ahora si la tasa de ionizacioacuten es mayor que la de recombinacioacuten el plasma se ionizaraacute casi en su totalidad En esos casos estudios que se han realizado han sentildealado que menos del uno por ciento del hidroacutegeno aglomerado en esas tiacutepicas regiones no es afectado por la ionizacioacuten A continuacioacuten insertamos fotografiacuteas de tres galaxias espirales en las cuales se muestra el comportamiento que hemos descrito sobre las regiones H II
Figura 03040301- Las fotografiacuteas de arriba muestra a tres galaxias espirales captadas en el ancho de banda del filtro rojo (paneles superiores) y a la luz de Hα (paneles inferiores) Las regionesH II se correlacionan notablemente con los espirales y anillo de la estructura de las galaxias El filtro rojo es muchiacutesimo maacutes sensitivo a la distribucioacuten general de viejas estrellas mientras que por su parte el filtro Hα destaca los sitios de estrellas joacutevenes donde forman regiones
Es importante tener presente en estos estudios que lo fotones ultravioletas por debajo de una longitud de onda de λ = 912 Aring tienen la suficiente energiacutea como para ionizar el hidroacutegeno quitando al electroacuten Eventualmente el electroacuten se recobra pero dado que el gas interestelar tiene una muy baja densidad el proceso de recuperacioacuten puede durar horas Las estrellas maacutes caliente son las fuentes emisoras de fotones UV por excelencia necesario para ionizar el gas Estrellas como las de los tipos O o B y tambieacuten las enanas blancas son las principales a considerar Las temperaturas que se pueden dar en las estrellas O o B va desde 11000 a los 50000 ordm C mientras que las enanas blancas pueden alcanzar cifras bastante mayores en la temperatura de su superficie El mecanismo que conduce a las liacuteneas de emisioacuten es la recombinacioacuten como lo podemos apreciar en el graacutefico que
vamos a insertar maacutes abajo Las importantes a considerar entre otras son Hα a 6563 Aring [NII] a 6583 Aring [OII] a
3726 y [OIII] a 4959 y 5007 Aring
Figura 03040302- Los grafos muestran el espectro de una tiacutepica nebulosa planetaria NGC 1501 y muestran muchas estrechas liacuteneas de emisioacuten de H C O y HeFuente Stanghellini Kaler y Shaw AampA 291 604
En el graacutefico de la figura 03040302 se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes ldquo[ ]rdquo que estaacuten indicando que se trata de liacuteneas conocidas normalmente como ldquoprohibidasrdquo ya que pueden ser observadas solamente bajo condiciones de una muy deacutebil densidad En laboratorio los plasmas que se usan en las investigaciones son generalmente de tan alta densidad que ese tipo de liacuteneas son inobservables ya que se generan de energiacuteas producidas a nivel de la superficie de la Tierra y por ello comportan una alta estabilidad y un largo curso de vida Para los astrofiacutesicos que orientan sus trabajos de investigacioacuten para dilucidar las formas en que nacen las estrellas las liacuteneas de emisioacuten constituyen un excelente medio para obtener diagnoacutesticos sobre las condiciones fiacutesicas del gas aglomerado en las nebulosas planetarias En efecto en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las liacuteneas son
termosensibles mientras que los [ O II ] y [ S II ] entre 6716 y 6731 Aring son maacutes sensibles a la densidad del electroacuten Lo anterior es debido a que las uacuteltimas de las liacuteneas son emitidas a diversos niveles pero con casi la misma energiacutea de excitacioacuten Lo importante es que el cociente que se obtenga sea un diagnoacutestico del proceso de las excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se estaacute estudiando Ahora en cuanto los plasmas que se pueden hallar a estaacutendares terrestres resultan bastante delgados con densidades de partiacuteculas que van desde los 10 a los 106 cm-3
Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en las nebulosas planetarias las observaciones que se efectuacutean en longitudes de ondas de radio ya que en esas frecuencias estas regiones del espacio emiten tiacutepicas radiaciones bremsstrahlung lo que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes del gas de las correspondientes nubes
Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
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- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
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Ilustracioacuten computarizada de galaxias consideraacutendose un alto corrimiento al rojo A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas rodeando a una de las primeras estrellas que se forman en una de las galaxias En la simulacioacuten se considera al universo con una edad de un milloacuten de antildeos Los densos puntos blancos sentildealan a las galaxias que estariacutean en un proceso de formacioacuten de estrellas el las cuales el viento se conduce a traveacutes del medio intergalaacutectico Esos vientos son los que forman las burbujas de gas caliente que se aprecia a la derecha como se refleja en el graacutefico de temperatura que comporta la ilustracioacuten
En un fuerte corrimiento al rojo la primera estrella que se forma en las galaxias comienzan a emitir violentas emanaciones hacia el medio intergalaacutectico seguacuten lo que se puede apreciar en la ilustracioacuten de arriba Ahora cuando los vientos galaacutecticos son detenidos por colisiones ello conduce a que se formen burbujas en los MIG los cuales se llenan de un enriquecido gas metaacutelico caliente En consecuencia los vientos galaacutecticos pueden jugar un importante rol para entender el enriquecimiento en metales que se ha observado en gases galaacutecticos de baja densidad Centraacutendonos en las caracteriacutesticas luminosas de las galaxias posiblemente esos vientos quizaacutes sean los causantes de las bajas tasas de formacioacuten de estrellas en las pequentildeas galaxias Sin la existencia de los vientos las galaxias no llegariacutean a un excesivo enfriamiento y seriacutean substancialmente maacutes brillantes como lo podemos observar en las figuras que a continuacioacuten insertamos
Galaxias en proceso de formacioacuten A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas en los momentos en que la densidad coacutesmica de formacioacuten de estrella se halla cerca de su maacuteximo A la derecha se muestra un close-up de una de las maacutes masivas galaxias que se ha formado hasta ahora en la cual los colores anaranjados muestran a las estrellas mientras que el azul representa al gas
En los graacuteficos que siguen a continuacioacuten se muestran las predicciones obtenidas a traveacutes del modelo compuesto de simulaciones que hemos estado describiendo para la formacioacuten de estrellas en funcioacuten del corrimiento al rojo y de tiempo acumulativo La densidad de la formacioacuten de estrellas se predice en su maacuteximo para un universo joven con un corrimiento al rojo del orden de Ζ = 55 Para la mitad de las estrellas se pronostica que se encontraban en puntos galaacutecticos del espacio hace ya maacutes de 10 mil millones de antildeos La fraccioacuten total de bariones producidos en las muertes de estrellas se considera cerca de un 10 lo que coincide con los datos de las observaciones Sin la inclusioacuten del viento galaacutectico el nuacutemero de bariones habriacutea sido substancialmente maacutes alto lo que seriacutea inconsistente con las observaciones
Historia de la formacioacuten coacutesmica de las estrellas en funcioacuten del tiempo El graacutefico de la izquierda muestra la evolucioacuten de la tasa de densidad en la formacioacuten de estrella en funcioacuten del corrimiento al rojo Los grafos azules corresponden a mediciones de las simulaciones mientras que las liacuteneas son ajuste analiacuteticos de los
resultados El maacuteximo de actividad para la formacioacuten de estrellas estariacutea dada por un corrimiento al rojo de Ζ = sim 55 para un tiempo de mil millones de antildeos de vida del universo En el graacutefico de la derecha se muestra a una fraccioacuten de estrellas de la eacutepoca actual que son maacutes vieja que la edad estimada en el estudio Se puede apreciar que sobre la mitad de las estrellas hoy diacutea tienen una edad que supera los 10 mil millones de antildeos
Quizaacutes el estudio que acabamos de describir sea uno de los maacutes confiables para predecir en el presente la formacioacuten de estrellas en un alto corrimiento al rojo Ello fue posible de concretar combinando la capacidad de procesamiento de supercomputadores modernos con un sofisticado modelo de la fiacutesica para gases radiactivos casi friacuteos formacioacuten de estrellas enriquecimiento de metales y de la retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos y de supernovas Estas simulaciones naturalmente son un paso maacutes para llegar a un conocimiento acabado sobre la evolucioacuten coacutesmica de la formacioacuten de las estrellas Estaacute claro que contiene mucha maacutes informacioacuten sobre el proceso de formacioacuten de las galaxias sobre las caracteriacutesticas del gas galaacutectico y el espacio entre ellas Pero dando pasos se construye la ciencia y si se compara la informacioacuten que se ha obtenido en estas simulaciones con datos detallados de observaciones es posible hacer progresos adicionales para entender mejor la formacioacuten cosmoloacutegica de las galaxias
Aquiacute todaviacutea nos queda pendiente profundizar auacuten maacutes sobre lo que se ha conseguido hasta hoy sobre la formacioacuten de las estrellas Los modelos astrofiacutesicos que hemos descrito son bastante consistentes con las observaciones y la intuicioacuten de quienes se han laquoentretenidoraquo en formularlos De todas maneras esto no queda como lo uacutenico que hasta ahora se puede exponer sobre el tema ya que en la siguiente seccioacuten vamos a incrementar los conceptos sesudos al respecto
Como maacutes de una vez ya expresamos las estrellas se forman y nacen de nubes de materia de gas y polvo que se
aglutina en los medios interestelares (MI) que se hallan por todo el universo En la actualidad se han logrado catalogar a unas 6000 de esas nubes de las cuales algunas alcanzan dimensiones diametrales que bordean los 300000 al (antildeos luz) y masas que fluctuacutean en torno entre 200000300000 veces la del Sol Estaacuten compuestas principalmente de hidroacutegeno amoniaco agua acetileno formalina silicatos carbono etc Ahora estas nubes no soacutelo almacenan los componentes para formar una estrella (o cientos de miles) sino que ademaacutes contienen los elementos necesarios para que en esos lugares coacutesmicos se puedan desarrollar masas planetarias Se trata de
estructuras bastante estables ya que sus sistemas gravitatorios se muestran en general estabilizados salvo cuando son inferidos por alguna interferencia perturbadora como puede ser el caso de la explosioacuten de una cercana supernova En efecto al explosionar una supernova en las cercaniacuteas de una nube interestelar eacutesta en vez de absorber las ondas de choque emitidas por el catastroacutefico evento estelar comienza a contraerse y colapsarse hacia el centro del sistema Al darse esa situacioacuten la energiacutea que se ha liberado en la explosioacuten comienza a calentar ese centro compactando auacuten maacutes la materia que se ha estado colapsando en el nuacutecleo la temperatura se incrementa sustancialmente lo que conlleva a que la radiacioacuten vaya siendo progresivamente cautivada En ese fenoacutemeno se ha producido el nacimiento de una protoestrella
Una vez conformada la protoestrella el siguiente paso que se da dentro del fenoacutemeno es la formacioacuten de una estrella Aunque nunca hemos visto en propiedad el nacimiento de una estrella ya que soacutelo podemos empezar a observarla cuando se enciende siacute nos atrevemos a describir que a partir de la nube originaria se crea un anillo que rodearaacute a la futura estrella y que la bombardearaacute por atraccioacuten enriquecieacutendola de materia hasta un liacutemite en que no podraacute seguir absorbiendo ese material Una vez alcanzada esa satisfaccioacuten estelar una gran parte de materia se escaparaacute a traveacutes de la perpendicular de entrada al disco y formaraacute lo que se denominan como jets bipolares o Herbig-Haro [HH] (materia que como sucede en los acontecimientos astrofiacutesicos es gatillada en pares en direcciones opuestas una por cada polo de ahiacute su nombre) que saldraacuten despedidos a velocidades superiores a los 1000 kms Luego la estrella que se acaba de formar seguiraacute un proceso bastante inestable hasta que alcance su madurez ya que en su nintildeez no dispone de de sistemas compensatorios y tampoco
ha iniciado sus reacciones nucleares
En la medida en que la estrella va asimilando materia atraiacuteda por la gravedad tambieacuten va incrementando su temperatura hasta llegar a tener entre 9 a 10 millones de grados en cuyo preciso momento comenzaraacute las reacciones nucleares la estrella se seguiraacute contrayendo hasta que la presioacuten y temperatura interna sean lo suficientemente grande como para poder compensar el sistema y lograr asiacute el estado de madurez (secuencia principal) mientras las radiaciones y el viento de protones y electrones expulsan a los elementos maacutes livianos del disco Y de darse ese fenoacutemeno esos elementos expulsados formaraacuten un disco circunestelar que podriacutea derivar en un sistema planetario como ocurrioacute en el caso del Sol
El Telescopio Espacial Hubble nos proporciona una detallada visioacuten de los procesos apopleacuteticos eructivos y dinaacutemicos que acompantildean las etapas finales de la formacioacuten de una estrellaEn las tres imaacutegenes de arriba se puede observar el derrumbe del disco circunestelar de polvo y gas que se forma durante el proceso de construccioacuten de una estrella y que a su vez proporciona los ingredientes para la formacioacuten de un sistema planetario En las imaacutegenes tambieacuten se puede apreciar a jets o chorros de gas caliente de varios sistemas embrionarios saliendo de las estrellas que se encuentran en las etapas finales de su formacioacuten
Una vez que la estrella arriba a su madurez se mantendraacute bastante estable por un periacuteodo de tiempo dependiendo del tamantildeo de su masa Pero como la masa es la propiedad maacutes importante de una estrella ello lo vamos a tratar maacutes adelante con cierta detencioacuten Por ahora seguiremos centrando nuestra atencioacuten en la formacioacuten de las estrellas Si bien no tenemos la posibilidad de poder ver como se embriona una estrella no obstante siacute sabemos que se forman de la materia del medio interestelar En consecuencia las zonas del espacio donde probablemente se formen una mayor cantidad de estrellas son aquellas en la que existe una mayor densidad dado que alliacute los aacutetomos y granos de polvo se encuentran maacutes concentrados permitiendo con ello que se ejerza una mayor fuerza de atraccioacuten gravitacional Pero tambieacuten es importante que en esos lugares exista una baja presioacuten del medio que facilite la presencia de bajas temperaturas
Los requisitos que hemos expuesto en el paacuterrafo anterior sobre las condiciones que deben reunir los espacios coacutesmicos para que se puedan formar estrellas se hallan fundamentalmente en las llamadas nebulosas oscuras En esas nubes del espacio se suelen dar condiciones con una densidad promedio en un rango
que va de 100 a 10000 partiacuteculas por cmsup3 (el promedio es de 01
a 20 partiacuteculas por cmsup3 y de temperaturas que no superan los 15deg K Una nebulosa oscura es una gran nube que se observa en el cielo como una pobre regioacuten de estrellas donde el polvo y los gases interestelares se hallan significativamente concentrados Pueden ser vistas si una parte de sus emisiones o reflexiones se oscurecen o como sucede con la nebulosa del Saco de Carboacuten
Nebulosa Oscura Saco de CarboacutenUna de las nebulosas maacutes conocidas por los habitantes del hemisferio sur Se sabe de ella desde que fue observada en 1499 por Vicente Yaacutenez Pinzoacuten cuando integraba la expedicioacuten de Hernando de MagallanesEl Saco del Carboacuten es una de las maacutes prominentes nebulosa oscura visible en los surentildeos cielos Es bien visible a simple vista y se parece a un oscuro y gran bancal de la Viacutea Laacutectea Se ubica con facilidad en la parte meridional de la conocida Cruz del Sur y oscurece y cubre unos 26 grados cuadrados del cielo con partes ubicadas en la constelacioacuten de La Mosca y otras en Centauro
(figura de la derecha) en que la luz de algunas de sus estrellas laquomaacutes viejasraquo ubicadas en las profundidades de la nube no es bloqueada por la materia interestelar Las nebulosas oscuras tienen formas bastante irregulares No tienen un liacutemite externo claramente definido y a veces adquieren formas como serpentinas enrolladas Cuando son grandes pueden ser observadas a simple vista asemejaacutendose a plantillas oscuras contrapuestas al fondo maacutes brillante de la Viacutea Laacutectea El hidroacutegeno que se halla almacenado en estas opacas y oscuras nubes se encuentra en estado molecular A las grandes nebulosas de este tipo se les conocen bajo el nombre de gigantes nubes moleculares (GNM o GMC) y su tamantildeo es un milloacuten de veces el del Sol En su interior contienen una gran cantidad de masa del medio interestelar
con una dimensioacuten de unos 150 al una densidad media que va de las 100 a las 300 moleacuteculas por cmsup3 y una temperatura interna que fluctuacutea entre los 7 y 15 grados K Las GNM estaacuten compuestas principalmente de gas y polvo pero ademaacutes contienen una cantidad importante de estrellas El nuacutecleo de esas nubes es invisible al ojo humano y es perceptible solamente a traveacutes de las emisiones de microondas emanadas de sus moleacuteculas constitutivas Esta radiacioacuten no es absorbida por el polvo y no escapa con facilidad de la nube El material que se encuentra almacenado en las GNM se agrupa en distintos tamantildeos con nubes que se ubican por debajo de las masas de las estrellas y los maacutes pequentildeos pueden medir hasta un antildeo luz (al)Esa nubes tambieacuten cuentan con su propio campo magneacutetico interno el cual les sirve de escudo de ayuda contra su propia gravedad Las GNM juegan un importante rol en la dinaacutemica de las galaxias En efecto cuando una estrella pasa cerca de una GNM la gravedad de eacutesta afectaraacute considerablemente a la oacuterbita de la estrella Al cabo de varios encuentros cercanos una estrella de mediana edad seraacute afectada significativamente en su direccioacuten y velocidad orbital alongando su oacuterbita desde la condicioacuten circular primaria heredada de la GNM como tienen las estrellas recieacuten nacidas Este fenoacutemeno es una herramienta de gran utilidad para los astroacutenomos para estimar las edades de las estrellas y estudiar la densidad del disco galaacutectico
Ahora profundizando un poco sobre las nubes moleculares eacutestas ndash por densidad y tamantildeondash permiten la formacioacuten
de hidroacutegeno molecular H2 Sin embargo se trata de una moleacutecula bastante difiacutecil de detectar lo que implica rastrearla a traveacutes de moleacuteculas de monoacutexido de carbono (CO) La relacioacuten entre la luminosidad del CO y la masa del H2 es aproximadamente constante pese a que existen razones para dudar que sea asiacute dado lo que se observa en algunas galaxias
En la Viacutea Laacutectea las nubes moleculares asumen un tamantildeo que corresponde aproximadamente a la mitad del espacio orbital del Sol lo que las transforma en un componente significativo del disco galaacutectico Seguacuten los catastros que se tienen confeccionados sobre nubes moleculares en la galaxia registran que la mayoriacutea de ellas se encuentran agrupadas en objetos maacutes masivos que abarcan varios millones de masas solares Por lo general se hallan ubicadas en planos con dimensiones aproximadas de entre 50 y 75 pc (no dejan de ser grandecitas) pero son mucho maacutes finas que los otros componentes gaseosos que cohabita por esos lugares como el hidroacutegeno atoacutemico e ionizado Se piensa que las nubes moleculares deberiacutean existir extensivamente
sobre todo dentro de los brazos espirales de la galaxia pero ello es incierto dado el hecho de las dificultades que se tienen para estimar distancia y en otras galaxias que han sido observadas en alta resolucioacuten se ha logrado ver a los respectivos brazos espirales claramente delineados pero no sensibles a un fondo uniforme de emisiones de CO Para muchos de los astrofiacutesicos la formacioacuten de nuevas estrellas en el universo ocurre hoy solamente dentro de las nubes moleculares Lo piensan asiacute dado que ello seriacutea una consecuencia natural de sus altas densidades bajas temperaturas y de la evidencia observada en grandes nubes formadoras que han sido confinadas en gran medida por la propia gravedad de lo embrionado como ser estrellas planetas y galaxias mas que por la accioacuten externa como sucede con las nubes del cielo Esta evidencia nace del hecho de las laquoturbulentasraquo velocidades deducidas de las liacuteneas de latitud del CO que se mueven a una velocidad semejante a la orbital ( una relacioacuten virial )
Nebulosa Molecular CarinaDentro de algunos millones de antildeos la radiacioacuten de las brillantes estrellas que se hallan alojadas en esta nebulosa habraacute dado cuenta de la totalidad del gas y moleacuteculas que auacuten conserva La nube molecular se ha desagregado de la Nebulosa Eta Carina u Ojo de la Cerradura Las nuevas estrellas que se han formado se hallan visibles y sus enrojecidas imaacutegenes es el producto de la azul luz dispersada preferentemente por el penetrante polvo La imagen de arriba tiene una extensioacuten aproximada de dos antildeos luz y fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble en 1999
En resumen las nubes moleculares seriacutean el medio para la formacioacuten del laquocigotoraquo de estrellas Como lo mencionamos estaacuten formadas de gas y polvo El gas es predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Pero a diferencia de los animales ese laquocigoto estelarraquo se formariacutea por el colapso y fragmentacioacuten de las regiones maacutes densas de la nube En esos lugares las partiacuteculas se atraeriacutean por la gravedad y colapsariacutean hacia el centro de las regiones maacutes densas Ahora como contraparte al colapso se halla la presioacuten del gas El problema radica en saber con certeza cuaacutel es el mecanismo que produce el triunfo de la gravedad sobre la presioacuten que ejerce el gas para que la nube de comienzo a la formacioacuten de una estrella Debemos reconocer que hasta ahora la fiacutesica de las nubes moleculares no la entendemos muy bien y es tema de discusioacuten en congresos y simposios de fiacutesicos Sus movimientos internos son gobernados por las turbulencias de un magnetizado y friacuteo gas cuyos turbulentos movimientos son altamente supersoacutenicos pero siacute comparables a las velocidades de los disturbios magneacuteticos Dado lo anterior se piensa que en esos estados los gases deberiacutean perder raacutepidamente energiacutea procediendo a derrumbarse o reinyectarse energeacuteticamente Tambieacuten se puede dar el caso de que las nubes sean perturbadas por alguacuten proceso como ser el de una masiva estrella ya que sabemos que mucha de estas nubes alojan a eacutestas en una fraccioacuten importante de su masa desde antes de su fraccionamiento y colapso para formar cantidades de ellas Sabemos que una de las particularidades de la gravedad es su coalescencia con respecto a la materia Dado lo anterior es natural que se piense que para que se deacute comienzo a un proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas de una nube colapse y se fragmente por efectos gravitatorios Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por consiguiente deberiacutea darse en un momento un mecanismo para que la gravedad sea preeminente sobre los demaacutes componentes y de esa manera la nube puede formar una estrella Por ahora adoptaremos simplificaciones para enumerar los posibles mecaacutenicos que pueden originar la preeminencia de la gravedad aunque en la realidad las nubes moleculares son no son homogeacuteneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes No obstante dentro de los mecanismos que podriacutean dar origen en el interior de una nube interestelar a una estrella como consecuencia de la gravedad se encuentran entre otros los siguientes
1 Una supernova La espectacular explosioacuten de una masiva estrella cuyas fuertes ondas de choque pueden ocasionar el desequilibrio necesario para embrionar a una estrella
2 Las ondas de choque provocadas por la colisioacuten de nubes moleculares 3 Las ondas de densidad que se producen en los brazos espirales de las galaxias Por delante de estas
ondas viajan otras de choque que alteran el medio interno de las nebulosas oscuras 4 Las interacciones galaacutecticas Las interacciones de los medios interestelares que se dan en los espacios
galaacutecticos tambieacuten dan origen a ondas de choque 5 Las ondas teacutermicas de estrellas recieacuten nacidas Una vez que las estrellas logran encender su combustible
empiezan a brillar liberando ondas teacutermicas de choque que dan origen a una especie de efecto laquodominoacuteraquo en la formacioacuten de nuevas estrellas Este pude ser uno de los mecanismos que da origen a los nacimientos estelares masivos en cuacutemulos
ltBLlt fontgtEn la siguiente seccioacuten de esta parte del capiacutetulo III nos vamos a centrar en analizar cada uno de los posibles mecanismos que hemos enumerado para que se formen estrellas como consecuencia de efectos gravitatorios
La mayoriacutea del gas que se concentra en el disco galaacutectico se halla unionizado o en estado neutro y se le denomina
H I Ahora bajo condiciones apropiadas por ejemplo cerca de una caliente estrella o circundante a los efectos de la explosioacuten de una supernova ese gas se puede ionizar y como ya lo hemos estado estudiando cuando ello ocurre a esos lugares se le denominan regiones H II En ambos estados a ese gas se le nombra generalmente como el ISM del medio interestelar
Como podemos deducir de las secciones anteriores las Regiones HII son calentadas (ελ sim 104 K) y bajan hacia el
friacuteo fondo del H I (ελ sim 102 K) asentaacutendose en eacutel Esa ubicacioacuten que asumen las regiones HII ha sido claramente detentada en imaacutegenes de galaxias externas Lo anterior ha sido certificado por evidencias obtenidas a traveacutes de fotografiacuteas directas ( o imaacutegenes CCD) de galaxias que se hallan cercanas a la Viacutea Laacutectea Ello ha sido posible debido al dominio de las liacuteneas espectrales de emisioacuten de varios elementos como el hidroacutegeno en particular del
helio oxiacutegeno carbono calcio silicio hierro etc Imaacutegenes tomadas a un rango de luz de Hα 6583 Aring (o sea a la
liacutenea α de la serie de Balmer) han demostrado con mucha claridad a regiones H II ello debido a que mucha de la luz visible emitida en esas regiones galaacutecticas es generada dentro del rango de esa liacutenea Por consiguiente las regiones H II aparecen en imaacutegenes de color tiacutepicamente rosaacuteceas En las galaxias que maacutes se han hallado regiones H II son en las espirales en especial en los brazos de eacutestas donde las joacutevenes estrellas son ricas en proporcionar fotones ultravioletas que son necesarios para ionizar el gas Las maacutes prominentes estrellas que habitan esas regiones galaacutecticas son las recieacuten nacidas por consiguiente calientes Alguna de esas regiones contiene un nuacutemero maacutes que significativo de esas estrellas cuya produccioacuten de energiacutea pude ionizar una fraccioacuten importante del gas de una galaxia Por otro lado las estrellas que se van formando en las galaxias en lugares fuera de los espirales en su andar por el inicio de la vida estelar se van asociando a los brazos espirales del correspondiente disco galaacutectico lo que implica que debido a sus claras liacuteneas de emisioacuten se transforman en un excelente medio para estudiar la rotatoria y cinemaacutetica de las galaxias Por otra parte las galaxias eliacutepticas y S0 rara vez muestran de forma prominente regionesH II Ello se debe a que se trata fundamentalmente de galaxias viejas y es poco el gas que les queda almacenado como para tener una fertilidad estelar significativa No obstante muestran deacutebiles nebulosas planetarias pero maacutes que todo son rasgos de muestra de la distancia a la que se encuentran
LIacuteNEAS DE IONIZACIOacuteN Y DE EMISIOacuteN
Como ya lo estudiamos anteriormente las regiones H II tienen un cierto tamantildeo alrededor de una fuente de ionizacioacuten que corresponde a un equilibrio formado por el flujo de fotones ionizantes por una parte con la tasa por el cual el plasma se puede enfriar y los electrones ionizados puedan recombinarse con los protones por otra Ahora si la tasa de ionizacioacuten es mayor que la de recombinacioacuten el plasma se ionizaraacute casi en su totalidad En esos casos estudios que se han realizado han sentildealado que menos del uno por ciento del hidroacutegeno aglomerado en esas tiacutepicas regiones no es afectado por la ionizacioacuten A continuacioacuten insertamos fotografiacuteas de tres galaxias espirales en las cuales se muestra el comportamiento que hemos descrito sobre las regiones H II
Figura 03040301- Las fotografiacuteas de arriba muestra a tres galaxias espirales captadas en el ancho de banda del filtro rojo (paneles superiores) y a la luz de Hα (paneles inferiores) Las regionesH II se correlacionan notablemente con los espirales y anillo de la estructura de las galaxias El filtro rojo es muchiacutesimo maacutes sensitivo a la distribucioacuten general de viejas estrellas mientras que por su parte el filtro Hα destaca los sitios de estrellas joacutevenes donde forman regiones
Es importante tener presente en estos estudios que lo fotones ultravioletas por debajo de una longitud de onda de λ = 912 Aring tienen la suficiente energiacutea como para ionizar el hidroacutegeno quitando al electroacuten Eventualmente el electroacuten se recobra pero dado que el gas interestelar tiene una muy baja densidad el proceso de recuperacioacuten puede durar horas Las estrellas maacutes caliente son las fuentes emisoras de fotones UV por excelencia necesario para ionizar el gas Estrellas como las de los tipos O o B y tambieacuten las enanas blancas son las principales a considerar Las temperaturas que se pueden dar en las estrellas O o B va desde 11000 a los 50000 ordm C mientras que las enanas blancas pueden alcanzar cifras bastante mayores en la temperatura de su superficie El mecanismo que conduce a las liacuteneas de emisioacuten es la recombinacioacuten como lo podemos apreciar en el graacutefico que
vamos a insertar maacutes abajo Las importantes a considerar entre otras son Hα a 6563 Aring [NII] a 6583 Aring [OII] a
3726 y [OIII] a 4959 y 5007 Aring
Figura 03040302- Los grafos muestran el espectro de una tiacutepica nebulosa planetaria NGC 1501 y muestran muchas estrechas liacuteneas de emisioacuten de H C O y HeFuente Stanghellini Kaler y Shaw AampA 291 604
En el graacutefico de la figura 03040302 se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes ldquo[ ]rdquo que estaacuten indicando que se trata de liacuteneas conocidas normalmente como ldquoprohibidasrdquo ya que pueden ser observadas solamente bajo condiciones de una muy deacutebil densidad En laboratorio los plasmas que se usan en las investigaciones son generalmente de tan alta densidad que ese tipo de liacuteneas son inobservables ya que se generan de energiacuteas producidas a nivel de la superficie de la Tierra y por ello comportan una alta estabilidad y un largo curso de vida Para los astrofiacutesicos que orientan sus trabajos de investigacioacuten para dilucidar las formas en que nacen las estrellas las liacuteneas de emisioacuten constituyen un excelente medio para obtener diagnoacutesticos sobre las condiciones fiacutesicas del gas aglomerado en las nebulosas planetarias En efecto en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las liacuteneas son
termosensibles mientras que los [ O II ] y [ S II ] entre 6716 y 6731 Aring son maacutes sensibles a la densidad del electroacuten Lo anterior es debido a que las uacuteltimas de las liacuteneas son emitidas a diversos niveles pero con casi la misma energiacutea de excitacioacuten Lo importante es que el cociente que se obtenga sea un diagnoacutestico del proceso de las excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se estaacute estudiando Ahora en cuanto los plasmas que se pueden hallar a estaacutendares terrestres resultan bastante delgados con densidades de partiacuteculas que van desde los 10 a los 106 cm-3
Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en las nebulosas planetarias las observaciones que se efectuacutean en longitudes de ondas de radio ya que en esas frecuencias estas regiones del espacio emiten tiacutepicas radiaciones bremsstrahlung lo que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes del gas de las correspondientes nubes
Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
Galaxias en proceso de formacioacuten A la izquierda se muestra la densidad proyectada del gas en los momentos en que la densidad coacutesmica de formacioacuten de estrella se halla cerca de su maacuteximo A la derecha se muestra un close-up de una de las maacutes masivas galaxias que se ha formado hasta ahora en la cual los colores anaranjados muestran a las estrellas mientras que el azul representa al gas
En los graacuteficos que siguen a continuacioacuten se muestran las predicciones obtenidas a traveacutes del modelo compuesto de simulaciones que hemos estado describiendo para la formacioacuten de estrellas en funcioacuten del corrimiento al rojo y de tiempo acumulativo La densidad de la formacioacuten de estrellas se predice en su maacuteximo para un universo joven con un corrimiento al rojo del orden de Ζ = 55 Para la mitad de las estrellas se pronostica que se encontraban en puntos galaacutecticos del espacio hace ya maacutes de 10 mil millones de antildeos La fraccioacuten total de bariones producidos en las muertes de estrellas se considera cerca de un 10 lo que coincide con los datos de las observaciones Sin la inclusioacuten del viento galaacutectico el nuacutemero de bariones habriacutea sido substancialmente maacutes alto lo que seriacutea inconsistente con las observaciones
Historia de la formacioacuten coacutesmica de las estrellas en funcioacuten del tiempo El graacutefico de la izquierda muestra la evolucioacuten de la tasa de densidad en la formacioacuten de estrella en funcioacuten del corrimiento al rojo Los grafos azules corresponden a mediciones de las simulaciones mientras que las liacuteneas son ajuste analiacuteticos de los
resultados El maacuteximo de actividad para la formacioacuten de estrellas estariacutea dada por un corrimiento al rojo de Ζ = sim 55 para un tiempo de mil millones de antildeos de vida del universo En el graacutefico de la derecha se muestra a una fraccioacuten de estrellas de la eacutepoca actual que son maacutes vieja que la edad estimada en el estudio Se puede apreciar que sobre la mitad de las estrellas hoy diacutea tienen una edad que supera los 10 mil millones de antildeos
Quizaacutes el estudio que acabamos de describir sea uno de los maacutes confiables para predecir en el presente la formacioacuten de estrellas en un alto corrimiento al rojo Ello fue posible de concretar combinando la capacidad de procesamiento de supercomputadores modernos con un sofisticado modelo de la fiacutesica para gases radiactivos casi friacuteos formacioacuten de estrellas enriquecimiento de metales y de la retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos y de supernovas Estas simulaciones naturalmente son un paso maacutes para llegar a un conocimiento acabado sobre la evolucioacuten coacutesmica de la formacioacuten de las estrellas Estaacute claro que contiene mucha maacutes informacioacuten sobre el proceso de formacioacuten de las galaxias sobre las caracteriacutesticas del gas galaacutectico y el espacio entre ellas Pero dando pasos se construye la ciencia y si se compara la informacioacuten que se ha obtenido en estas simulaciones con datos detallados de observaciones es posible hacer progresos adicionales para entender mejor la formacioacuten cosmoloacutegica de las galaxias
Aquiacute todaviacutea nos queda pendiente profundizar auacuten maacutes sobre lo que se ha conseguido hasta hoy sobre la formacioacuten de las estrellas Los modelos astrofiacutesicos que hemos descrito son bastante consistentes con las observaciones y la intuicioacuten de quienes se han laquoentretenidoraquo en formularlos De todas maneras esto no queda como lo uacutenico que hasta ahora se puede exponer sobre el tema ya que en la siguiente seccioacuten vamos a incrementar los conceptos sesudos al respecto
Como maacutes de una vez ya expresamos las estrellas se forman y nacen de nubes de materia de gas y polvo que se
aglutina en los medios interestelares (MI) que se hallan por todo el universo En la actualidad se han logrado catalogar a unas 6000 de esas nubes de las cuales algunas alcanzan dimensiones diametrales que bordean los 300000 al (antildeos luz) y masas que fluctuacutean en torno entre 200000300000 veces la del Sol Estaacuten compuestas principalmente de hidroacutegeno amoniaco agua acetileno formalina silicatos carbono etc Ahora estas nubes no soacutelo almacenan los componentes para formar una estrella (o cientos de miles) sino que ademaacutes contienen los elementos necesarios para que en esos lugares coacutesmicos se puedan desarrollar masas planetarias Se trata de
estructuras bastante estables ya que sus sistemas gravitatorios se muestran en general estabilizados salvo cuando son inferidos por alguna interferencia perturbadora como puede ser el caso de la explosioacuten de una cercana supernova En efecto al explosionar una supernova en las cercaniacuteas de una nube interestelar eacutesta en vez de absorber las ondas de choque emitidas por el catastroacutefico evento estelar comienza a contraerse y colapsarse hacia el centro del sistema Al darse esa situacioacuten la energiacutea que se ha liberado en la explosioacuten comienza a calentar ese centro compactando auacuten maacutes la materia que se ha estado colapsando en el nuacutecleo la temperatura se incrementa sustancialmente lo que conlleva a que la radiacioacuten vaya siendo progresivamente cautivada En ese fenoacutemeno se ha producido el nacimiento de una protoestrella
Una vez conformada la protoestrella el siguiente paso que se da dentro del fenoacutemeno es la formacioacuten de una estrella Aunque nunca hemos visto en propiedad el nacimiento de una estrella ya que soacutelo podemos empezar a observarla cuando se enciende siacute nos atrevemos a describir que a partir de la nube originaria se crea un anillo que rodearaacute a la futura estrella y que la bombardearaacute por atraccioacuten enriquecieacutendola de materia hasta un liacutemite en que no podraacute seguir absorbiendo ese material Una vez alcanzada esa satisfaccioacuten estelar una gran parte de materia se escaparaacute a traveacutes de la perpendicular de entrada al disco y formaraacute lo que se denominan como jets bipolares o Herbig-Haro [HH] (materia que como sucede en los acontecimientos astrofiacutesicos es gatillada en pares en direcciones opuestas una por cada polo de ahiacute su nombre) que saldraacuten despedidos a velocidades superiores a los 1000 kms Luego la estrella que se acaba de formar seguiraacute un proceso bastante inestable hasta que alcance su madurez ya que en su nintildeez no dispone de de sistemas compensatorios y tampoco
ha iniciado sus reacciones nucleares
En la medida en que la estrella va asimilando materia atraiacuteda por la gravedad tambieacuten va incrementando su temperatura hasta llegar a tener entre 9 a 10 millones de grados en cuyo preciso momento comenzaraacute las reacciones nucleares la estrella se seguiraacute contrayendo hasta que la presioacuten y temperatura interna sean lo suficientemente grande como para poder compensar el sistema y lograr asiacute el estado de madurez (secuencia principal) mientras las radiaciones y el viento de protones y electrones expulsan a los elementos maacutes livianos del disco Y de darse ese fenoacutemeno esos elementos expulsados formaraacuten un disco circunestelar que podriacutea derivar en un sistema planetario como ocurrioacute en el caso del Sol
El Telescopio Espacial Hubble nos proporciona una detallada visioacuten de los procesos apopleacuteticos eructivos y dinaacutemicos que acompantildean las etapas finales de la formacioacuten de una estrellaEn las tres imaacutegenes de arriba se puede observar el derrumbe del disco circunestelar de polvo y gas que se forma durante el proceso de construccioacuten de una estrella y que a su vez proporciona los ingredientes para la formacioacuten de un sistema planetario En las imaacutegenes tambieacuten se puede apreciar a jets o chorros de gas caliente de varios sistemas embrionarios saliendo de las estrellas que se encuentran en las etapas finales de su formacioacuten
Una vez que la estrella arriba a su madurez se mantendraacute bastante estable por un periacuteodo de tiempo dependiendo del tamantildeo de su masa Pero como la masa es la propiedad maacutes importante de una estrella ello lo vamos a tratar maacutes adelante con cierta detencioacuten Por ahora seguiremos centrando nuestra atencioacuten en la formacioacuten de las estrellas Si bien no tenemos la posibilidad de poder ver como se embriona una estrella no obstante siacute sabemos que se forman de la materia del medio interestelar En consecuencia las zonas del espacio donde probablemente se formen una mayor cantidad de estrellas son aquellas en la que existe una mayor densidad dado que alliacute los aacutetomos y granos de polvo se encuentran maacutes concentrados permitiendo con ello que se ejerza una mayor fuerza de atraccioacuten gravitacional Pero tambieacuten es importante que en esos lugares exista una baja presioacuten del medio que facilite la presencia de bajas temperaturas
Los requisitos que hemos expuesto en el paacuterrafo anterior sobre las condiciones que deben reunir los espacios coacutesmicos para que se puedan formar estrellas se hallan fundamentalmente en las llamadas nebulosas oscuras En esas nubes del espacio se suelen dar condiciones con una densidad promedio en un rango
que va de 100 a 10000 partiacuteculas por cmsup3 (el promedio es de 01
a 20 partiacuteculas por cmsup3 y de temperaturas que no superan los 15deg K Una nebulosa oscura es una gran nube que se observa en el cielo como una pobre regioacuten de estrellas donde el polvo y los gases interestelares se hallan significativamente concentrados Pueden ser vistas si una parte de sus emisiones o reflexiones se oscurecen o como sucede con la nebulosa del Saco de Carboacuten
Nebulosa Oscura Saco de CarboacutenUna de las nebulosas maacutes conocidas por los habitantes del hemisferio sur Se sabe de ella desde que fue observada en 1499 por Vicente Yaacutenez Pinzoacuten cuando integraba la expedicioacuten de Hernando de MagallanesEl Saco del Carboacuten es una de las maacutes prominentes nebulosa oscura visible en los surentildeos cielos Es bien visible a simple vista y se parece a un oscuro y gran bancal de la Viacutea Laacutectea Se ubica con facilidad en la parte meridional de la conocida Cruz del Sur y oscurece y cubre unos 26 grados cuadrados del cielo con partes ubicadas en la constelacioacuten de La Mosca y otras en Centauro
(figura de la derecha) en que la luz de algunas de sus estrellas laquomaacutes viejasraquo ubicadas en las profundidades de la nube no es bloqueada por la materia interestelar Las nebulosas oscuras tienen formas bastante irregulares No tienen un liacutemite externo claramente definido y a veces adquieren formas como serpentinas enrolladas Cuando son grandes pueden ser observadas a simple vista asemejaacutendose a plantillas oscuras contrapuestas al fondo maacutes brillante de la Viacutea Laacutectea El hidroacutegeno que se halla almacenado en estas opacas y oscuras nubes se encuentra en estado molecular A las grandes nebulosas de este tipo se les conocen bajo el nombre de gigantes nubes moleculares (GNM o GMC) y su tamantildeo es un milloacuten de veces el del Sol En su interior contienen una gran cantidad de masa del medio interestelar
con una dimensioacuten de unos 150 al una densidad media que va de las 100 a las 300 moleacuteculas por cmsup3 y una temperatura interna que fluctuacutea entre los 7 y 15 grados K Las GNM estaacuten compuestas principalmente de gas y polvo pero ademaacutes contienen una cantidad importante de estrellas El nuacutecleo de esas nubes es invisible al ojo humano y es perceptible solamente a traveacutes de las emisiones de microondas emanadas de sus moleacuteculas constitutivas Esta radiacioacuten no es absorbida por el polvo y no escapa con facilidad de la nube El material que se encuentra almacenado en las GNM se agrupa en distintos tamantildeos con nubes que se ubican por debajo de las masas de las estrellas y los maacutes pequentildeos pueden medir hasta un antildeo luz (al)Esa nubes tambieacuten cuentan con su propio campo magneacutetico interno el cual les sirve de escudo de ayuda contra su propia gravedad Las GNM juegan un importante rol en la dinaacutemica de las galaxias En efecto cuando una estrella pasa cerca de una GNM la gravedad de eacutesta afectaraacute considerablemente a la oacuterbita de la estrella Al cabo de varios encuentros cercanos una estrella de mediana edad seraacute afectada significativamente en su direccioacuten y velocidad orbital alongando su oacuterbita desde la condicioacuten circular primaria heredada de la GNM como tienen las estrellas recieacuten nacidas Este fenoacutemeno es una herramienta de gran utilidad para los astroacutenomos para estimar las edades de las estrellas y estudiar la densidad del disco galaacutectico
Ahora profundizando un poco sobre las nubes moleculares eacutestas ndash por densidad y tamantildeondash permiten la formacioacuten
de hidroacutegeno molecular H2 Sin embargo se trata de una moleacutecula bastante difiacutecil de detectar lo que implica rastrearla a traveacutes de moleacuteculas de monoacutexido de carbono (CO) La relacioacuten entre la luminosidad del CO y la masa del H2 es aproximadamente constante pese a que existen razones para dudar que sea asiacute dado lo que se observa en algunas galaxias
En la Viacutea Laacutectea las nubes moleculares asumen un tamantildeo que corresponde aproximadamente a la mitad del espacio orbital del Sol lo que las transforma en un componente significativo del disco galaacutectico Seguacuten los catastros que se tienen confeccionados sobre nubes moleculares en la galaxia registran que la mayoriacutea de ellas se encuentran agrupadas en objetos maacutes masivos que abarcan varios millones de masas solares Por lo general se hallan ubicadas en planos con dimensiones aproximadas de entre 50 y 75 pc (no dejan de ser grandecitas) pero son mucho maacutes finas que los otros componentes gaseosos que cohabita por esos lugares como el hidroacutegeno atoacutemico e ionizado Se piensa que las nubes moleculares deberiacutean existir extensivamente
sobre todo dentro de los brazos espirales de la galaxia pero ello es incierto dado el hecho de las dificultades que se tienen para estimar distancia y en otras galaxias que han sido observadas en alta resolucioacuten se ha logrado ver a los respectivos brazos espirales claramente delineados pero no sensibles a un fondo uniforme de emisiones de CO Para muchos de los astrofiacutesicos la formacioacuten de nuevas estrellas en el universo ocurre hoy solamente dentro de las nubes moleculares Lo piensan asiacute dado que ello seriacutea una consecuencia natural de sus altas densidades bajas temperaturas y de la evidencia observada en grandes nubes formadoras que han sido confinadas en gran medida por la propia gravedad de lo embrionado como ser estrellas planetas y galaxias mas que por la accioacuten externa como sucede con las nubes del cielo Esta evidencia nace del hecho de las laquoturbulentasraquo velocidades deducidas de las liacuteneas de latitud del CO que se mueven a una velocidad semejante a la orbital ( una relacioacuten virial )
Nebulosa Molecular CarinaDentro de algunos millones de antildeos la radiacioacuten de las brillantes estrellas que se hallan alojadas en esta nebulosa habraacute dado cuenta de la totalidad del gas y moleacuteculas que auacuten conserva La nube molecular se ha desagregado de la Nebulosa Eta Carina u Ojo de la Cerradura Las nuevas estrellas que se han formado se hallan visibles y sus enrojecidas imaacutegenes es el producto de la azul luz dispersada preferentemente por el penetrante polvo La imagen de arriba tiene una extensioacuten aproximada de dos antildeos luz y fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble en 1999
En resumen las nubes moleculares seriacutean el medio para la formacioacuten del laquocigotoraquo de estrellas Como lo mencionamos estaacuten formadas de gas y polvo El gas es predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Pero a diferencia de los animales ese laquocigoto estelarraquo se formariacutea por el colapso y fragmentacioacuten de las regiones maacutes densas de la nube En esos lugares las partiacuteculas se atraeriacutean por la gravedad y colapsariacutean hacia el centro de las regiones maacutes densas Ahora como contraparte al colapso se halla la presioacuten del gas El problema radica en saber con certeza cuaacutel es el mecanismo que produce el triunfo de la gravedad sobre la presioacuten que ejerce el gas para que la nube de comienzo a la formacioacuten de una estrella Debemos reconocer que hasta ahora la fiacutesica de las nubes moleculares no la entendemos muy bien y es tema de discusioacuten en congresos y simposios de fiacutesicos Sus movimientos internos son gobernados por las turbulencias de un magnetizado y friacuteo gas cuyos turbulentos movimientos son altamente supersoacutenicos pero siacute comparables a las velocidades de los disturbios magneacuteticos Dado lo anterior se piensa que en esos estados los gases deberiacutean perder raacutepidamente energiacutea procediendo a derrumbarse o reinyectarse energeacuteticamente Tambieacuten se puede dar el caso de que las nubes sean perturbadas por alguacuten proceso como ser el de una masiva estrella ya que sabemos que mucha de estas nubes alojan a eacutestas en una fraccioacuten importante de su masa desde antes de su fraccionamiento y colapso para formar cantidades de ellas Sabemos que una de las particularidades de la gravedad es su coalescencia con respecto a la materia Dado lo anterior es natural que se piense que para que se deacute comienzo a un proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas de una nube colapse y se fragmente por efectos gravitatorios Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por consiguiente deberiacutea darse en un momento un mecanismo para que la gravedad sea preeminente sobre los demaacutes componentes y de esa manera la nube puede formar una estrella Por ahora adoptaremos simplificaciones para enumerar los posibles mecaacutenicos que pueden originar la preeminencia de la gravedad aunque en la realidad las nubes moleculares son no son homogeacuteneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes No obstante dentro de los mecanismos que podriacutean dar origen en el interior de una nube interestelar a una estrella como consecuencia de la gravedad se encuentran entre otros los siguientes
1 Una supernova La espectacular explosioacuten de una masiva estrella cuyas fuertes ondas de choque pueden ocasionar el desequilibrio necesario para embrionar a una estrella
2 Las ondas de choque provocadas por la colisioacuten de nubes moleculares 3 Las ondas de densidad que se producen en los brazos espirales de las galaxias Por delante de estas
ondas viajan otras de choque que alteran el medio interno de las nebulosas oscuras 4 Las interacciones galaacutecticas Las interacciones de los medios interestelares que se dan en los espacios
galaacutecticos tambieacuten dan origen a ondas de choque 5 Las ondas teacutermicas de estrellas recieacuten nacidas Una vez que las estrellas logran encender su combustible
empiezan a brillar liberando ondas teacutermicas de choque que dan origen a una especie de efecto laquodominoacuteraquo en la formacioacuten de nuevas estrellas Este pude ser uno de los mecanismos que da origen a los nacimientos estelares masivos en cuacutemulos
ltBLlt fontgtEn la siguiente seccioacuten de esta parte del capiacutetulo III nos vamos a centrar en analizar cada uno de los posibles mecanismos que hemos enumerado para que se formen estrellas como consecuencia de efectos gravitatorios
La mayoriacutea del gas que se concentra en el disco galaacutectico se halla unionizado o en estado neutro y se le denomina
H I Ahora bajo condiciones apropiadas por ejemplo cerca de una caliente estrella o circundante a los efectos de la explosioacuten de una supernova ese gas se puede ionizar y como ya lo hemos estado estudiando cuando ello ocurre a esos lugares se le denominan regiones H II En ambos estados a ese gas se le nombra generalmente como el ISM del medio interestelar
Como podemos deducir de las secciones anteriores las Regiones HII son calentadas (ελ sim 104 K) y bajan hacia el
friacuteo fondo del H I (ελ sim 102 K) asentaacutendose en eacutel Esa ubicacioacuten que asumen las regiones HII ha sido claramente detentada en imaacutegenes de galaxias externas Lo anterior ha sido certificado por evidencias obtenidas a traveacutes de fotografiacuteas directas ( o imaacutegenes CCD) de galaxias que se hallan cercanas a la Viacutea Laacutectea Ello ha sido posible debido al dominio de las liacuteneas espectrales de emisioacuten de varios elementos como el hidroacutegeno en particular del
helio oxiacutegeno carbono calcio silicio hierro etc Imaacutegenes tomadas a un rango de luz de Hα 6583 Aring (o sea a la
liacutenea α de la serie de Balmer) han demostrado con mucha claridad a regiones H II ello debido a que mucha de la luz visible emitida en esas regiones galaacutecticas es generada dentro del rango de esa liacutenea Por consiguiente las regiones H II aparecen en imaacutegenes de color tiacutepicamente rosaacuteceas En las galaxias que maacutes se han hallado regiones H II son en las espirales en especial en los brazos de eacutestas donde las joacutevenes estrellas son ricas en proporcionar fotones ultravioletas que son necesarios para ionizar el gas Las maacutes prominentes estrellas que habitan esas regiones galaacutecticas son las recieacuten nacidas por consiguiente calientes Alguna de esas regiones contiene un nuacutemero maacutes que significativo de esas estrellas cuya produccioacuten de energiacutea pude ionizar una fraccioacuten importante del gas de una galaxia Por otro lado las estrellas que se van formando en las galaxias en lugares fuera de los espirales en su andar por el inicio de la vida estelar se van asociando a los brazos espirales del correspondiente disco galaacutectico lo que implica que debido a sus claras liacuteneas de emisioacuten se transforman en un excelente medio para estudiar la rotatoria y cinemaacutetica de las galaxias Por otra parte las galaxias eliacutepticas y S0 rara vez muestran de forma prominente regionesH II Ello se debe a que se trata fundamentalmente de galaxias viejas y es poco el gas que les queda almacenado como para tener una fertilidad estelar significativa No obstante muestran deacutebiles nebulosas planetarias pero maacutes que todo son rasgos de muestra de la distancia a la que se encuentran
LIacuteNEAS DE IONIZACIOacuteN Y DE EMISIOacuteN
Como ya lo estudiamos anteriormente las regiones H II tienen un cierto tamantildeo alrededor de una fuente de ionizacioacuten que corresponde a un equilibrio formado por el flujo de fotones ionizantes por una parte con la tasa por el cual el plasma se puede enfriar y los electrones ionizados puedan recombinarse con los protones por otra Ahora si la tasa de ionizacioacuten es mayor que la de recombinacioacuten el plasma se ionizaraacute casi en su totalidad En esos casos estudios que se han realizado han sentildealado que menos del uno por ciento del hidroacutegeno aglomerado en esas tiacutepicas regiones no es afectado por la ionizacioacuten A continuacioacuten insertamos fotografiacuteas de tres galaxias espirales en las cuales se muestra el comportamiento que hemos descrito sobre las regiones H II
Figura 03040301- Las fotografiacuteas de arriba muestra a tres galaxias espirales captadas en el ancho de banda del filtro rojo (paneles superiores) y a la luz de Hα (paneles inferiores) Las regionesH II se correlacionan notablemente con los espirales y anillo de la estructura de las galaxias El filtro rojo es muchiacutesimo maacutes sensitivo a la distribucioacuten general de viejas estrellas mientras que por su parte el filtro Hα destaca los sitios de estrellas joacutevenes donde forman regiones
Es importante tener presente en estos estudios que lo fotones ultravioletas por debajo de una longitud de onda de λ = 912 Aring tienen la suficiente energiacutea como para ionizar el hidroacutegeno quitando al electroacuten Eventualmente el electroacuten se recobra pero dado que el gas interestelar tiene una muy baja densidad el proceso de recuperacioacuten puede durar horas Las estrellas maacutes caliente son las fuentes emisoras de fotones UV por excelencia necesario para ionizar el gas Estrellas como las de los tipos O o B y tambieacuten las enanas blancas son las principales a considerar Las temperaturas que se pueden dar en las estrellas O o B va desde 11000 a los 50000 ordm C mientras que las enanas blancas pueden alcanzar cifras bastante mayores en la temperatura de su superficie El mecanismo que conduce a las liacuteneas de emisioacuten es la recombinacioacuten como lo podemos apreciar en el graacutefico que
vamos a insertar maacutes abajo Las importantes a considerar entre otras son Hα a 6563 Aring [NII] a 6583 Aring [OII] a
3726 y [OIII] a 4959 y 5007 Aring
Figura 03040302- Los grafos muestran el espectro de una tiacutepica nebulosa planetaria NGC 1501 y muestran muchas estrechas liacuteneas de emisioacuten de H C O y HeFuente Stanghellini Kaler y Shaw AampA 291 604
En el graacutefico de la figura 03040302 se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes ldquo[ ]rdquo que estaacuten indicando que se trata de liacuteneas conocidas normalmente como ldquoprohibidasrdquo ya que pueden ser observadas solamente bajo condiciones de una muy deacutebil densidad En laboratorio los plasmas que se usan en las investigaciones son generalmente de tan alta densidad que ese tipo de liacuteneas son inobservables ya que se generan de energiacuteas producidas a nivel de la superficie de la Tierra y por ello comportan una alta estabilidad y un largo curso de vida Para los astrofiacutesicos que orientan sus trabajos de investigacioacuten para dilucidar las formas en que nacen las estrellas las liacuteneas de emisioacuten constituyen un excelente medio para obtener diagnoacutesticos sobre las condiciones fiacutesicas del gas aglomerado en las nebulosas planetarias En efecto en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las liacuteneas son
termosensibles mientras que los [ O II ] y [ S II ] entre 6716 y 6731 Aring son maacutes sensibles a la densidad del electroacuten Lo anterior es debido a que las uacuteltimas de las liacuteneas son emitidas a diversos niveles pero con casi la misma energiacutea de excitacioacuten Lo importante es que el cociente que se obtenga sea un diagnoacutestico del proceso de las excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se estaacute estudiando Ahora en cuanto los plasmas que se pueden hallar a estaacutendares terrestres resultan bastante delgados con densidades de partiacuteculas que van desde los 10 a los 106 cm-3
Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en las nebulosas planetarias las observaciones que se efectuacutean en longitudes de ondas de radio ya que en esas frecuencias estas regiones del espacio emiten tiacutepicas radiaciones bremsstrahlung lo que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes del gas de las correspondientes nubes
Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
En los graacuteficos que siguen a continuacioacuten se muestran las predicciones obtenidas a traveacutes del modelo compuesto de simulaciones que hemos estado describiendo para la formacioacuten de estrellas en funcioacuten del corrimiento al rojo y de tiempo acumulativo La densidad de la formacioacuten de estrellas se predice en su maacuteximo para un universo joven con un corrimiento al rojo del orden de Ζ = 55 Para la mitad de las estrellas se pronostica que se encontraban en puntos galaacutecticos del espacio hace ya maacutes de 10 mil millones de antildeos La fraccioacuten total de bariones producidos en las muertes de estrellas se considera cerca de un 10 lo que coincide con los datos de las observaciones Sin la inclusioacuten del viento galaacutectico el nuacutemero de bariones habriacutea sido substancialmente maacutes alto lo que seriacutea inconsistente con las observaciones
Historia de la formacioacuten coacutesmica de las estrellas en funcioacuten del tiempo El graacutefico de la izquierda muestra la evolucioacuten de la tasa de densidad en la formacioacuten de estrella en funcioacuten del corrimiento al rojo Los grafos azules corresponden a mediciones de las simulaciones mientras que las liacuteneas son ajuste analiacuteticos de los
resultados El maacuteximo de actividad para la formacioacuten de estrellas estariacutea dada por un corrimiento al rojo de Ζ = sim 55 para un tiempo de mil millones de antildeos de vida del universo En el graacutefico de la derecha se muestra a una fraccioacuten de estrellas de la eacutepoca actual que son maacutes vieja que la edad estimada en el estudio Se puede apreciar que sobre la mitad de las estrellas hoy diacutea tienen una edad que supera los 10 mil millones de antildeos
Quizaacutes el estudio que acabamos de describir sea uno de los maacutes confiables para predecir en el presente la formacioacuten de estrellas en un alto corrimiento al rojo Ello fue posible de concretar combinando la capacidad de procesamiento de supercomputadores modernos con un sofisticado modelo de la fiacutesica para gases radiactivos casi friacuteos formacioacuten de estrellas enriquecimiento de metales y de la retroaccioacuten de los vientos galaacutecticos y de supernovas Estas simulaciones naturalmente son un paso maacutes para llegar a un conocimiento acabado sobre la evolucioacuten coacutesmica de la formacioacuten de las estrellas Estaacute claro que contiene mucha maacutes informacioacuten sobre el proceso de formacioacuten de las galaxias sobre las caracteriacutesticas del gas galaacutectico y el espacio entre ellas Pero dando pasos se construye la ciencia y si se compara la informacioacuten que se ha obtenido en estas simulaciones con datos detallados de observaciones es posible hacer progresos adicionales para entender mejor la formacioacuten cosmoloacutegica de las galaxias
Aquiacute todaviacutea nos queda pendiente profundizar auacuten maacutes sobre lo que se ha conseguido hasta hoy sobre la formacioacuten de las estrellas Los modelos astrofiacutesicos que hemos descrito son bastante consistentes con las observaciones y la intuicioacuten de quienes se han laquoentretenidoraquo en formularlos De todas maneras esto no queda como lo uacutenico que hasta ahora se puede exponer sobre el tema ya que en la siguiente seccioacuten vamos a incrementar los conceptos sesudos al respecto
Como maacutes de una vez ya expresamos las estrellas se forman y nacen de nubes de materia de gas y polvo que se
aglutina en los medios interestelares (MI) que se hallan por todo el universo En la actualidad se han logrado catalogar a unas 6000 de esas nubes de las cuales algunas alcanzan dimensiones diametrales que bordean los 300000 al (antildeos luz) y masas que fluctuacutean en torno entre 200000300000 veces la del Sol Estaacuten compuestas principalmente de hidroacutegeno amoniaco agua acetileno formalina silicatos carbono etc Ahora estas nubes no soacutelo almacenan los componentes para formar una estrella (o cientos de miles) sino que ademaacutes contienen los elementos necesarios para que en esos lugares coacutesmicos se puedan desarrollar masas planetarias Se trata de
estructuras bastante estables ya que sus sistemas gravitatorios se muestran en general estabilizados salvo cuando son inferidos por alguna interferencia perturbadora como puede ser el caso de la explosioacuten de una cercana supernova En efecto al explosionar una supernova en las cercaniacuteas de una nube interestelar eacutesta en vez de absorber las ondas de choque emitidas por el catastroacutefico evento estelar comienza a contraerse y colapsarse hacia el centro del sistema Al darse esa situacioacuten la energiacutea que se ha liberado en la explosioacuten comienza a calentar ese centro compactando auacuten maacutes la materia que se ha estado colapsando en el nuacutecleo la temperatura se incrementa sustancialmente lo que conlleva a que la radiacioacuten vaya siendo progresivamente cautivada En ese fenoacutemeno se ha producido el nacimiento de una protoestrella
Una vez conformada la protoestrella el siguiente paso que se da dentro del fenoacutemeno es la formacioacuten de una estrella Aunque nunca hemos visto en propiedad el nacimiento de una estrella ya que soacutelo podemos empezar a observarla cuando se enciende siacute nos atrevemos a describir que a partir de la nube originaria se crea un anillo que rodearaacute a la futura estrella y que la bombardearaacute por atraccioacuten enriquecieacutendola de materia hasta un liacutemite en que no podraacute seguir absorbiendo ese material Una vez alcanzada esa satisfaccioacuten estelar una gran parte de materia se escaparaacute a traveacutes de la perpendicular de entrada al disco y formaraacute lo que se denominan como jets bipolares o Herbig-Haro [HH] (materia que como sucede en los acontecimientos astrofiacutesicos es gatillada en pares en direcciones opuestas una por cada polo de ahiacute su nombre) que saldraacuten despedidos a velocidades superiores a los 1000 kms Luego la estrella que se acaba de formar seguiraacute un proceso bastante inestable hasta que alcance su madurez ya que en su nintildeez no dispone de de sistemas compensatorios y tampoco
ha iniciado sus reacciones nucleares
En la medida en que la estrella va asimilando materia atraiacuteda por la gravedad tambieacuten va incrementando su temperatura hasta llegar a tener entre 9 a 10 millones de grados en cuyo preciso momento comenzaraacute las reacciones nucleares la estrella se seguiraacute contrayendo hasta que la presioacuten y temperatura interna sean lo suficientemente grande como para poder compensar el sistema y lograr asiacute el estado de madurez (secuencia principal) mientras las radiaciones y el viento de protones y electrones expulsan a los elementos maacutes livianos del disco Y de darse ese fenoacutemeno esos elementos expulsados formaraacuten un disco circunestelar que podriacutea derivar en un sistema planetario como ocurrioacute en el caso del Sol
El Telescopio Espacial Hubble nos proporciona una detallada visioacuten de los procesos apopleacuteticos eructivos y dinaacutemicos que acompantildean las etapas finales de la formacioacuten de una estrellaEn las tres imaacutegenes de arriba se puede observar el derrumbe del disco circunestelar de polvo y gas que se forma durante el proceso de construccioacuten de una estrella y que a su vez proporciona los ingredientes para la formacioacuten de un sistema planetario En las imaacutegenes tambieacuten se puede apreciar a jets o chorros de gas caliente de varios sistemas embrionarios saliendo de las estrellas que se encuentran en las etapas finales de su formacioacuten
Una vez que la estrella arriba a su madurez se mantendraacute bastante estable por un periacuteodo de tiempo dependiendo del tamantildeo de su masa Pero como la masa es la propiedad maacutes importante de una estrella ello lo vamos a tratar maacutes adelante con cierta detencioacuten Por ahora seguiremos centrando nuestra atencioacuten en la formacioacuten de las estrellas Si bien no tenemos la posibilidad de poder ver como se embriona una estrella no obstante siacute sabemos que se forman de la materia del medio interestelar En consecuencia las zonas del espacio donde probablemente se formen una mayor cantidad de estrellas son aquellas en la que existe una mayor densidad dado que alliacute los aacutetomos y granos de polvo se encuentran maacutes concentrados permitiendo con ello que se ejerza una mayor fuerza de atraccioacuten gravitacional Pero tambieacuten es importante que en esos lugares exista una baja presioacuten del medio que facilite la presencia de bajas temperaturas
Los requisitos que hemos expuesto en el paacuterrafo anterior sobre las condiciones que deben reunir los espacios coacutesmicos para que se puedan formar estrellas se hallan fundamentalmente en las llamadas nebulosas oscuras En esas nubes del espacio se suelen dar condiciones con una densidad promedio en un rango
que va de 100 a 10000 partiacuteculas por cmsup3 (el promedio es de 01
a 20 partiacuteculas por cmsup3 y de temperaturas que no superan los 15deg K Una nebulosa oscura es una gran nube que se observa en el cielo como una pobre regioacuten de estrellas donde el polvo y los gases interestelares se hallan significativamente concentrados Pueden ser vistas si una parte de sus emisiones o reflexiones se oscurecen o como sucede con la nebulosa del Saco de Carboacuten
Nebulosa Oscura Saco de CarboacutenUna de las nebulosas maacutes conocidas por los habitantes del hemisferio sur Se sabe de ella desde que fue observada en 1499 por Vicente Yaacutenez Pinzoacuten cuando integraba la expedicioacuten de Hernando de MagallanesEl Saco del Carboacuten es una de las maacutes prominentes nebulosa oscura visible en los surentildeos cielos Es bien visible a simple vista y se parece a un oscuro y gran bancal de la Viacutea Laacutectea Se ubica con facilidad en la parte meridional de la conocida Cruz del Sur y oscurece y cubre unos 26 grados cuadrados del cielo con partes ubicadas en la constelacioacuten de La Mosca y otras en Centauro
(figura de la derecha) en que la luz de algunas de sus estrellas laquomaacutes viejasraquo ubicadas en las profundidades de la nube no es bloqueada por la materia interestelar Las nebulosas oscuras tienen formas bastante irregulares No tienen un liacutemite externo claramente definido y a veces adquieren formas como serpentinas enrolladas Cuando son grandes pueden ser observadas a simple vista asemejaacutendose a plantillas oscuras contrapuestas al fondo maacutes brillante de la Viacutea Laacutectea El hidroacutegeno que se halla almacenado en estas opacas y oscuras nubes se encuentra en estado molecular A las grandes nebulosas de este tipo se les conocen bajo el nombre de gigantes nubes moleculares (GNM o GMC) y su tamantildeo es un milloacuten de veces el del Sol En su interior contienen una gran cantidad de masa del medio interestelar
con una dimensioacuten de unos 150 al una densidad media que va de las 100 a las 300 moleacuteculas por cmsup3 y una temperatura interna que fluctuacutea entre los 7 y 15 grados K Las GNM estaacuten compuestas principalmente de gas y polvo pero ademaacutes contienen una cantidad importante de estrellas El nuacutecleo de esas nubes es invisible al ojo humano y es perceptible solamente a traveacutes de las emisiones de microondas emanadas de sus moleacuteculas constitutivas Esta radiacioacuten no es absorbida por el polvo y no escapa con facilidad de la nube El material que se encuentra almacenado en las GNM se agrupa en distintos tamantildeos con nubes que se ubican por debajo de las masas de las estrellas y los maacutes pequentildeos pueden medir hasta un antildeo luz (al)Esa nubes tambieacuten cuentan con su propio campo magneacutetico interno el cual les sirve de escudo de ayuda contra su propia gravedad Las GNM juegan un importante rol en la dinaacutemica de las galaxias En efecto cuando una estrella pasa cerca de una GNM la gravedad de eacutesta afectaraacute considerablemente a la oacuterbita de la estrella Al cabo de varios encuentros cercanos una estrella de mediana edad seraacute afectada significativamente en su direccioacuten y velocidad orbital alongando su oacuterbita desde la condicioacuten circular primaria heredada de la GNM como tienen las estrellas recieacuten nacidas Este fenoacutemeno es una herramienta de gran utilidad para los astroacutenomos para estimar las edades de las estrellas y estudiar la densidad del disco galaacutectico
Ahora profundizando un poco sobre las nubes moleculares eacutestas ndash por densidad y tamantildeondash permiten la formacioacuten
de hidroacutegeno molecular H2 Sin embargo se trata de una moleacutecula bastante difiacutecil de detectar lo que implica rastrearla a traveacutes de moleacuteculas de monoacutexido de carbono (CO) La relacioacuten entre la luminosidad del CO y la masa del H2 es aproximadamente constante pese a que existen razones para dudar que sea asiacute dado lo que se observa en algunas galaxias
En la Viacutea Laacutectea las nubes moleculares asumen un tamantildeo que corresponde aproximadamente a la mitad del espacio orbital del Sol lo que las transforma en un componente significativo del disco galaacutectico Seguacuten los catastros que se tienen confeccionados sobre nubes moleculares en la galaxia registran que la mayoriacutea de ellas se encuentran agrupadas en objetos maacutes masivos que abarcan varios millones de masas solares Por lo general se hallan ubicadas en planos con dimensiones aproximadas de entre 50 y 75 pc (no dejan de ser grandecitas) pero son mucho maacutes finas que los otros componentes gaseosos que cohabita por esos lugares como el hidroacutegeno atoacutemico e ionizado Se piensa que las nubes moleculares deberiacutean existir extensivamente
sobre todo dentro de los brazos espirales de la galaxia pero ello es incierto dado el hecho de las dificultades que se tienen para estimar distancia y en otras galaxias que han sido observadas en alta resolucioacuten se ha logrado ver a los respectivos brazos espirales claramente delineados pero no sensibles a un fondo uniforme de emisiones de CO Para muchos de los astrofiacutesicos la formacioacuten de nuevas estrellas en el universo ocurre hoy solamente dentro de las nubes moleculares Lo piensan asiacute dado que ello seriacutea una consecuencia natural de sus altas densidades bajas temperaturas y de la evidencia observada en grandes nubes formadoras que han sido confinadas en gran medida por la propia gravedad de lo embrionado como ser estrellas planetas y galaxias mas que por la accioacuten externa como sucede con las nubes del cielo Esta evidencia nace del hecho de las laquoturbulentasraquo velocidades deducidas de las liacuteneas de latitud del CO que se mueven a una velocidad semejante a la orbital ( una relacioacuten virial )
Nebulosa Molecular CarinaDentro de algunos millones de antildeos la radiacioacuten de las brillantes estrellas que se hallan alojadas en esta nebulosa habraacute dado cuenta de la totalidad del gas y moleacuteculas que auacuten conserva La nube molecular se ha desagregado de la Nebulosa Eta Carina u Ojo de la Cerradura Las nuevas estrellas que se han formado se hallan visibles y sus enrojecidas imaacutegenes es el producto de la azul luz dispersada preferentemente por el penetrante polvo La imagen de arriba tiene una extensioacuten aproximada de dos antildeos luz y fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble en 1999
En resumen las nubes moleculares seriacutean el medio para la formacioacuten del laquocigotoraquo de estrellas Como lo mencionamos estaacuten formadas de gas y polvo El gas es predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Pero a diferencia de los animales ese laquocigoto estelarraquo se formariacutea por el colapso y fragmentacioacuten de las regiones maacutes densas de la nube En esos lugares las partiacuteculas se atraeriacutean por la gravedad y colapsariacutean hacia el centro de las regiones maacutes densas Ahora como contraparte al colapso se halla la presioacuten del gas El problema radica en saber con certeza cuaacutel es el mecanismo que produce el triunfo de la gravedad sobre la presioacuten que ejerce el gas para que la nube de comienzo a la formacioacuten de una estrella Debemos reconocer que hasta ahora la fiacutesica de las nubes moleculares no la entendemos muy bien y es tema de discusioacuten en congresos y simposios de fiacutesicos Sus movimientos internos son gobernados por las turbulencias de un magnetizado y friacuteo gas cuyos turbulentos movimientos son altamente supersoacutenicos pero siacute comparables a las velocidades de los disturbios magneacuteticos Dado lo anterior se piensa que en esos estados los gases deberiacutean perder raacutepidamente energiacutea procediendo a derrumbarse o reinyectarse energeacuteticamente Tambieacuten se puede dar el caso de que las nubes sean perturbadas por alguacuten proceso como ser el de una masiva estrella ya que sabemos que mucha de estas nubes alojan a eacutestas en una fraccioacuten importante de su masa desde antes de su fraccionamiento y colapso para formar cantidades de ellas Sabemos que una de las particularidades de la gravedad es su coalescencia con respecto a la materia Dado lo anterior es natural que se piense que para que se deacute comienzo a un proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas de una nube colapse y se fragmente por efectos gravitatorios Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por consiguiente deberiacutea darse en un momento un mecanismo para que la gravedad sea preeminente sobre los demaacutes componentes y de esa manera la nube puede formar una estrella Por ahora adoptaremos simplificaciones para enumerar los posibles mecaacutenicos que pueden originar la preeminencia de la gravedad aunque en la realidad las nubes moleculares son no son homogeacuteneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes No obstante dentro de los mecanismos que podriacutean dar origen en el interior de una nube interestelar a una estrella como consecuencia de la gravedad se encuentran entre otros los siguientes
1 Una supernova La espectacular explosioacuten de una masiva estrella cuyas fuertes ondas de choque pueden ocasionar el desequilibrio necesario para embrionar a una estrella
2 Las ondas de choque provocadas por la colisioacuten de nubes moleculares 3 Las ondas de densidad que se producen en los brazos espirales de las galaxias Por delante de estas
ondas viajan otras de choque que alteran el medio interno de las nebulosas oscuras 4 Las interacciones galaacutecticas Las interacciones de los medios interestelares que se dan en los espacios
galaacutecticos tambieacuten dan origen a ondas de choque 5 Las ondas teacutermicas de estrellas recieacuten nacidas Una vez que las estrellas logran encender su combustible
empiezan a brillar liberando ondas teacutermicas de choque que dan origen a una especie de efecto laquodominoacuteraquo en la formacioacuten de nuevas estrellas Este pude ser uno de los mecanismos que da origen a los nacimientos estelares masivos en cuacutemulos
ltBLlt fontgtEn la siguiente seccioacuten de esta parte del capiacutetulo III nos vamos a centrar en analizar cada uno de los posibles mecanismos que hemos enumerado para que se formen estrellas como consecuencia de efectos gravitatorios
La mayoriacutea del gas que se concentra en el disco galaacutectico se halla unionizado o en estado neutro y se le denomina
H I Ahora bajo condiciones apropiadas por ejemplo cerca de una caliente estrella o circundante a los efectos de la explosioacuten de una supernova ese gas se puede ionizar y como ya lo hemos estado estudiando cuando ello ocurre a esos lugares se le denominan regiones H II En ambos estados a ese gas se le nombra generalmente como el ISM del medio interestelar
Como podemos deducir de las secciones anteriores las Regiones HII son calentadas (ελ sim 104 K) y bajan hacia el
friacuteo fondo del H I (ελ sim 102 K) asentaacutendose en eacutel Esa ubicacioacuten que asumen las regiones HII ha sido claramente detentada en imaacutegenes de galaxias externas Lo anterior ha sido certificado por evidencias obtenidas a traveacutes de fotografiacuteas directas ( o imaacutegenes CCD) de galaxias que se hallan cercanas a la Viacutea Laacutectea Ello ha sido posible debido al dominio de las liacuteneas espectrales de emisioacuten de varios elementos como el hidroacutegeno en particular del
helio oxiacutegeno carbono calcio silicio hierro etc Imaacutegenes tomadas a un rango de luz de Hα 6583 Aring (o sea a la
liacutenea α de la serie de Balmer) han demostrado con mucha claridad a regiones H II ello debido a que mucha de la luz visible emitida en esas regiones galaacutecticas es generada dentro del rango de esa liacutenea Por consiguiente las regiones H II aparecen en imaacutegenes de color tiacutepicamente rosaacuteceas En las galaxias que maacutes se han hallado regiones H II son en las espirales en especial en los brazos de eacutestas donde las joacutevenes estrellas son ricas en proporcionar fotones ultravioletas que son necesarios para ionizar el gas Las maacutes prominentes estrellas que habitan esas regiones galaacutecticas son las recieacuten nacidas por consiguiente calientes Alguna de esas regiones contiene un nuacutemero maacutes que significativo de esas estrellas cuya produccioacuten de energiacutea pude ionizar una fraccioacuten importante del gas de una galaxia Por otro lado las estrellas que se van formando en las galaxias en lugares fuera de los espirales en su andar por el inicio de la vida estelar se van asociando a los brazos espirales del correspondiente disco galaacutectico lo que implica que debido a sus claras liacuteneas de emisioacuten se transforman en un excelente medio para estudiar la rotatoria y cinemaacutetica de las galaxias Por otra parte las galaxias eliacutepticas y S0 rara vez muestran de forma prominente regionesH II Ello se debe a que se trata fundamentalmente de galaxias viejas y es poco el gas que les queda almacenado como para tener una fertilidad estelar significativa No obstante muestran deacutebiles nebulosas planetarias pero maacutes que todo son rasgos de muestra de la distancia a la que se encuentran
LIacuteNEAS DE IONIZACIOacuteN Y DE EMISIOacuteN
Como ya lo estudiamos anteriormente las regiones H II tienen un cierto tamantildeo alrededor de una fuente de ionizacioacuten que corresponde a un equilibrio formado por el flujo de fotones ionizantes por una parte con la tasa por el cual el plasma se puede enfriar y los electrones ionizados puedan recombinarse con los protones por otra Ahora si la tasa de ionizacioacuten es mayor que la de recombinacioacuten el plasma se ionizaraacute casi en su totalidad En esos casos estudios que se han realizado han sentildealado que menos del uno por ciento del hidroacutegeno aglomerado en esas tiacutepicas regiones no es afectado por la ionizacioacuten A continuacioacuten insertamos fotografiacuteas de tres galaxias espirales en las cuales se muestra el comportamiento que hemos descrito sobre las regiones H II
Figura 03040301- Las fotografiacuteas de arriba muestra a tres galaxias espirales captadas en el ancho de banda del filtro rojo (paneles superiores) y a la luz de Hα (paneles inferiores) Las regionesH II se correlacionan notablemente con los espirales y anillo de la estructura de las galaxias El filtro rojo es muchiacutesimo maacutes sensitivo a la distribucioacuten general de viejas estrellas mientras que por su parte el filtro Hα destaca los sitios de estrellas joacutevenes donde forman regiones
Es importante tener presente en estos estudios que lo fotones ultravioletas por debajo de una longitud de onda de λ = 912 Aring tienen la suficiente energiacutea como para ionizar el hidroacutegeno quitando al electroacuten Eventualmente el electroacuten se recobra pero dado que el gas interestelar tiene una muy baja densidad el proceso de recuperacioacuten puede durar horas Las estrellas maacutes caliente son las fuentes emisoras de fotones UV por excelencia necesario para ionizar el gas Estrellas como las de los tipos O o B y tambieacuten las enanas blancas son las principales a considerar Las temperaturas que se pueden dar en las estrellas O o B va desde 11000 a los 50000 ordm C mientras que las enanas blancas pueden alcanzar cifras bastante mayores en la temperatura de su superficie El mecanismo que conduce a las liacuteneas de emisioacuten es la recombinacioacuten como lo podemos apreciar en el graacutefico que
vamos a insertar maacutes abajo Las importantes a considerar entre otras son Hα a 6563 Aring [NII] a 6583 Aring [OII] a
3726 y [OIII] a 4959 y 5007 Aring
Figura 03040302- Los grafos muestran el espectro de una tiacutepica nebulosa planetaria NGC 1501 y muestran muchas estrechas liacuteneas de emisioacuten de H C O y HeFuente Stanghellini Kaler y Shaw AampA 291 604
En el graacutefico de la figura 03040302 se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes ldquo[ ]rdquo que estaacuten indicando que se trata de liacuteneas conocidas normalmente como ldquoprohibidasrdquo ya que pueden ser observadas solamente bajo condiciones de una muy deacutebil densidad En laboratorio los plasmas que se usan en las investigaciones son generalmente de tan alta densidad que ese tipo de liacuteneas son inobservables ya que se generan de energiacuteas producidas a nivel de la superficie de la Tierra y por ello comportan una alta estabilidad y un largo curso de vida Para los astrofiacutesicos que orientan sus trabajos de investigacioacuten para dilucidar las formas en que nacen las estrellas las liacuteneas de emisioacuten constituyen un excelente medio para obtener diagnoacutesticos sobre las condiciones fiacutesicas del gas aglomerado en las nebulosas planetarias En efecto en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las liacuteneas son
termosensibles mientras que los [ O II ] y [ S II ] entre 6716 y 6731 Aring son maacutes sensibles a la densidad del electroacuten Lo anterior es debido a que las uacuteltimas de las liacuteneas son emitidas a diversos niveles pero con casi la misma energiacutea de excitacioacuten Lo importante es que el cociente que se obtenga sea un diagnoacutestico del proceso de las excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se estaacute estudiando Ahora en cuanto los plasmas que se pueden hallar a estaacutendares terrestres resultan bastante delgados con densidades de partiacuteculas que van desde los 10 a los 106 cm-3
Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en las nebulosas planetarias las observaciones que se efectuacutean en longitudes de ondas de radio ya que en esas frecuencias estas regiones del espacio emiten tiacutepicas radiaciones bremsstrahlung lo que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes del gas de las correspondientes nubes
Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
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- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
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estructuras bastante estables ya que sus sistemas gravitatorios se muestran en general estabilizados salvo cuando son inferidos por alguna interferencia perturbadora como puede ser el caso de la explosioacuten de una cercana supernova En efecto al explosionar una supernova en las cercaniacuteas de una nube interestelar eacutesta en vez de absorber las ondas de choque emitidas por el catastroacutefico evento estelar comienza a contraerse y colapsarse hacia el centro del sistema Al darse esa situacioacuten la energiacutea que se ha liberado en la explosioacuten comienza a calentar ese centro compactando auacuten maacutes la materia que se ha estado colapsando en el nuacutecleo la temperatura se incrementa sustancialmente lo que conlleva a que la radiacioacuten vaya siendo progresivamente cautivada En ese fenoacutemeno se ha producido el nacimiento de una protoestrella
Una vez conformada la protoestrella el siguiente paso que se da dentro del fenoacutemeno es la formacioacuten de una estrella Aunque nunca hemos visto en propiedad el nacimiento de una estrella ya que soacutelo podemos empezar a observarla cuando se enciende siacute nos atrevemos a describir que a partir de la nube originaria se crea un anillo que rodearaacute a la futura estrella y que la bombardearaacute por atraccioacuten enriquecieacutendola de materia hasta un liacutemite en que no podraacute seguir absorbiendo ese material Una vez alcanzada esa satisfaccioacuten estelar una gran parte de materia se escaparaacute a traveacutes de la perpendicular de entrada al disco y formaraacute lo que se denominan como jets bipolares o Herbig-Haro [HH] (materia que como sucede en los acontecimientos astrofiacutesicos es gatillada en pares en direcciones opuestas una por cada polo de ahiacute su nombre) que saldraacuten despedidos a velocidades superiores a los 1000 kms Luego la estrella que se acaba de formar seguiraacute un proceso bastante inestable hasta que alcance su madurez ya que en su nintildeez no dispone de de sistemas compensatorios y tampoco
ha iniciado sus reacciones nucleares
En la medida en que la estrella va asimilando materia atraiacuteda por la gravedad tambieacuten va incrementando su temperatura hasta llegar a tener entre 9 a 10 millones de grados en cuyo preciso momento comenzaraacute las reacciones nucleares la estrella se seguiraacute contrayendo hasta que la presioacuten y temperatura interna sean lo suficientemente grande como para poder compensar el sistema y lograr asiacute el estado de madurez (secuencia principal) mientras las radiaciones y el viento de protones y electrones expulsan a los elementos maacutes livianos del disco Y de darse ese fenoacutemeno esos elementos expulsados formaraacuten un disco circunestelar que podriacutea derivar en un sistema planetario como ocurrioacute en el caso del Sol
El Telescopio Espacial Hubble nos proporciona una detallada visioacuten de los procesos apopleacuteticos eructivos y dinaacutemicos que acompantildean las etapas finales de la formacioacuten de una estrellaEn las tres imaacutegenes de arriba se puede observar el derrumbe del disco circunestelar de polvo y gas que se forma durante el proceso de construccioacuten de una estrella y que a su vez proporciona los ingredientes para la formacioacuten de un sistema planetario En las imaacutegenes tambieacuten se puede apreciar a jets o chorros de gas caliente de varios sistemas embrionarios saliendo de las estrellas que se encuentran en las etapas finales de su formacioacuten
Una vez que la estrella arriba a su madurez se mantendraacute bastante estable por un periacuteodo de tiempo dependiendo del tamantildeo de su masa Pero como la masa es la propiedad maacutes importante de una estrella ello lo vamos a tratar maacutes adelante con cierta detencioacuten Por ahora seguiremos centrando nuestra atencioacuten en la formacioacuten de las estrellas Si bien no tenemos la posibilidad de poder ver como se embriona una estrella no obstante siacute sabemos que se forman de la materia del medio interestelar En consecuencia las zonas del espacio donde probablemente se formen una mayor cantidad de estrellas son aquellas en la que existe una mayor densidad dado que alliacute los aacutetomos y granos de polvo se encuentran maacutes concentrados permitiendo con ello que se ejerza una mayor fuerza de atraccioacuten gravitacional Pero tambieacuten es importante que en esos lugares exista una baja presioacuten del medio que facilite la presencia de bajas temperaturas
Los requisitos que hemos expuesto en el paacuterrafo anterior sobre las condiciones que deben reunir los espacios coacutesmicos para que se puedan formar estrellas se hallan fundamentalmente en las llamadas nebulosas oscuras En esas nubes del espacio se suelen dar condiciones con una densidad promedio en un rango
que va de 100 a 10000 partiacuteculas por cmsup3 (el promedio es de 01
a 20 partiacuteculas por cmsup3 y de temperaturas que no superan los 15deg K Una nebulosa oscura es una gran nube que se observa en el cielo como una pobre regioacuten de estrellas donde el polvo y los gases interestelares se hallan significativamente concentrados Pueden ser vistas si una parte de sus emisiones o reflexiones se oscurecen o como sucede con la nebulosa del Saco de Carboacuten
Nebulosa Oscura Saco de CarboacutenUna de las nebulosas maacutes conocidas por los habitantes del hemisferio sur Se sabe de ella desde que fue observada en 1499 por Vicente Yaacutenez Pinzoacuten cuando integraba la expedicioacuten de Hernando de MagallanesEl Saco del Carboacuten es una de las maacutes prominentes nebulosa oscura visible en los surentildeos cielos Es bien visible a simple vista y se parece a un oscuro y gran bancal de la Viacutea Laacutectea Se ubica con facilidad en la parte meridional de la conocida Cruz del Sur y oscurece y cubre unos 26 grados cuadrados del cielo con partes ubicadas en la constelacioacuten de La Mosca y otras en Centauro
(figura de la derecha) en que la luz de algunas de sus estrellas laquomaacutes viejasraquo ubicadas en las profundidades de la nube no es bloqueada por la materia interestelar Las nebulosas oscuras tienen formas bastante irregulares No tienen un liacutemite externo claramente definido y a veces adquieren formas como serpentinas enrolladas Cuando son grandes pueden ser observadas a simple vista asemejaacutendose a plantillas oscuras contrapuestas al fondo maacutes brillante de la Viacutea Laacutectea El hidroacutegeno que se halla almacenado en estas opacas y oscuras nubes se encuentra en estado molecular A las grandes nebulosas de este tipo se les conocen bajo el nombre de gigantes nubes moleculares (GNM o GMC) y su tamantildeo es un milloacuten de veces el del Sol En su interior contienen una gran cantidad de masa del medio interestelar
con una dimensioacuten de unos 150 al una densidad media que va de las 100 a las 300 moleacuteculas por cmsup3 y una temperatura interna que fluctuacutea entre los 7 y 15 grados K Las GNM estaacuten compuestas principalmente de gas y polvo pero ademaacutes contienen una cantidad importante de estrellas El nuacutecleo de esas nubes es invisible al ojo humano y es perceptible solamente a traveacutes de las emisiones de microondas emanadas de sus moleacuteculas constitutivas Esta radiacioacuten no es absorbida por el polvo y no escapa con facilidad de la nube El material que se encuentra almacenado en las GNM se agrupa en distintos tamantildeos con nubes que se ubican por debajo de las masas de las estrellas y los maacutes pequentildeos pueden medir hasta un antildeo luz (al)Esa nubes tambieacuten cuentan con su propio campo magneacutetico interno el cual les sirve de escudo de ayuda contra su propia gravedad Las GNM juegan un importante rol en la dinaacutemica de las galaxias En efecto cuando una estrella pasa cerca de una GNM la gravedad de eacutesta afectaraacute considerablemente a la oacuterbita de la estrella Al cabo de varios encuentros cercanos una estrella de mediana edad seraacute afectada significativamente en su direccioacuten y velocidad orbital alongando su oacuterbita desde la condicioacuten circular primaria heredada de la GNM como tienen las estrellas recieacuten nacidas Este fenoacutemeno es una herramienta de gran utilidad para los astroacutenomos para estimar las edades de las estrellas y estudiar la densidad del disco galaacutectico
Ahora profundizando un poco sobre las nubes moleculares eacutestas ndash por densidad y tamantildeondash permiten la formacioacuten
de hidroacutegeno molecular H2 Sin embargo se trata de una moleacutecula bastante difiacutecil de detectar lo que implica rastrearla a traveacutes de moleacuteculas de monoacutexido de carbono (CO) La relacioacuten entre la luminosidad del CO y la masa del H2 es aproximadamente constante pese a que existen razones para dudar que sea asiacute dado lo que se observa en algunas galaxias
En la Viacutea Laacutectea las nubes moleculares asumen un tamantildeo que corresponde aproximadamente a la mitad del espacio orbital del Sol lo que las transforma en un componente significativo del disco galaacutectico Seguacuten los catastros que se tienen confeccionados sobre nubes moleculares en la galaxia registran que la mayoriacutea de ellas se encuentran agrupadas en objetos maacutes masivos que abarcan varios millones de masas solares Por lo general se hallan ubicadas en planos con dimensiones aproximadas de entre 50 y 75 pc (no dejan de ser grandecitas) pero son mucho maacutes finas que los otros componentes gaseosos que cohabita por esos lugares como el hidroacutegeno atoacutemico e ionizado Se piensa que las nubes moleculares deberiacutean existir extensivamente
sobre todo dentro de los brazos espirales de la galaxia pero ello es incierto dado el hecho de las dificultades que se tienen para estimar distancia y en otras galaxias que han sido observadas en alta resolucioacuten se ha logrado ver a los respectivos brazos espirales claramente delineados pero no sensibles a un fondo uniforme de emisiones de CO Para muchos de los astrofiacutesicos la formacioacuten de nuevas estrellas en el universo ocurre hoy solamente dentro de las nubes moleculares Lo piensan asiacute dado que ello seriacutea una consecuencia natural de sus altas densidades bajas temperaturas y de la evidencia observada en grandes nubes formadoras que han sido confinadas en gran medida por la propia gravedad de lo embrionado como ser estrellas planetas y galaxias mas que por la accioacuten externa como sucede con las nubes del cielo Esta evidencia nace del hecho de las laquoturbulentasraquo velocidades deducidas de las liacuteneas de latitud del CO que se mueven a una velocidad semejante a la orbital ( una relacioacuten virial )
Nebulosa Molecular CarinaDentro de algunos millones de antildeos la radiacioacuten de las brillantes estrellas que se hallan alojadas en esta nebulosa habraacute dado cuenta de la totalidad del gas y moleacuteculas que auacuten conserva La nube molecular se ha desagregado de la Nebulosa Eta Carina u Ojo de la Cerradura Las nuevas estrellas que se han formado se hallan visibles y sus enrojecidas imaacutegenes es el producto de la azul luz dispersada preferentemente por el penetrante polvo La imagen de arriba tiene una extensioacuten aproximada de dos antildeos luz y fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble en 1999
En resumen las nubes moleculares seriacutean el medio para la formacioacuten del laquocigotoraquo de estrellas Como lo mencionamos estaacuten formadas de gas y polvo El gas es predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Pero a diferencia de los animales ese laquocigoto estelarraquo se formariacutea por el colapso y fragmentacioacuten de las regiones maacutes densas de la nube En esos lugares las partiacuteculas se atraeriacutean por la gravedad y colapsariacutean hacia el centro de las regiones maacutes densas Ahora como contraparte al colapso se halla la presioacuten del gas El problema radica en saber con certeza cuaacutel es el mecanismo que produce el triunfo de la gravedad sobre la presioacuten que ejerce el gas para que la nube de comienzo a la formacioacuten de una estrella Debemos reconocer que hasta ahora la fiacutesica de las nubes moleculares no la entendemos muy bien y es tema de discusioacuten en congresos y simposios de fiacutesicos Sus movimientos internos son gobernados por las turbulencias de un magnetizado y friacuteo gas cuyos turbulentos movimientos son altamente supersoacutenicos pero siacute comparables a las velocidades de los disturbios magneacuteticos Dado lo anterior se piensa que en esos estados los gases deberiacutean perder raacutepidamente energiacutea procediendo a derrumbarse o reinyectarse energeacuteticamente Tambieacuten se puede dar el caso de que las nubes sean perturbadas por alguacuten proceso como ser el de una masiva estrella ya que sabemos que mucha de estas nubes alojan a eacutestas en una fraccioacuten importante de su masa desde antes de su fraccionamiento y colapso para formar cantidades de ellas Sabemos que una de las particularidades de la gravedad es su coalescencia con respecto a la materia Dado lo anterior es natural que se piense que para que se deacute comienzo a un proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas de una nube colapse y se fragmente por efectos gravitatorios Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por consiguiente deberiacutea darse en un momento un mecanismo para que la gravedad sea preeminente sobre los demaacutes componentes y de esa manera la nube puede formar una estrella Por ahora adoptaremos simplificaciones para enumerar los posibles mecaacutenicos que pueden originar la preeminencia de la gravedad aunque en la realidad las nubes moleculares son no son homogeacuteneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes No obstante dentro de los mecanismos que podriacutean dar origen en el interior de una nube interestelar a una estrella como consecuencia de la gravedad se encuentran entre otros los siguientes
1 Una supernova La espectacular explosioacuten de una masiva estrella cuyas fuertes ondas de choque pueden ocasionar el desequilibrio necesario para embrionar a una estrella
2 Las ondas de choque provocadas por la colisioacuten de nubes moleculares 3 Las ondas de densidad que se producen en los brazos espirales de las galaxias Por delante de estas
ondas viajan otras de choque que alteran el medio interno de las nebulosas oscuras 4 Las interacciones galaacutecticas Las interacciones de los medios interestelares que se dan en los espacios
galaacutecticos tambieacuten dan origen a ondas de choque 5 Las ondas teacutermicas de estrellas recieacuten nacidas Una vez que las estrellas logran encender su combustible
empiezan a brillar liberando ondas teacutermicas de choque que dan origen a una especie de efecto laquodominoacuteraquo en la formacioacuten de nuevas estrellas Este pude ser uno de los mecanismos que da origen a los nacimientos estelares masivos en cuacutemulos
ltBLlt fontgtEn la siguiente seccioacuten de esta parte del capiacutetulo III nos vamos a centrar en analizar cada uno de los posibles mecanismos que hemos enumerado para que se formen estrellas como consecuencia de efectos gravitatorios
La mayoriacutea del gas que se concentra en el disco galaacutectico se halla unionizado o en estado neutro y se le denomina
H I Ahora bajo condiciones apropiadas por ejemplo cerca de una caliente estrella o circundante a los efectos de la explosioacuten de una supernova ese gas se puede ionizar y como ya lo hemos estado estudiando cuando ello ocurre a esos lugares se le denominan regiones H II En ambos estados a ese gas se le nombra generalmente como el ISM del medio interestelar
Como podemos deducir de las secciones anteriores las Regiones HII son calentadas (ελ sim 104 K) y bajan hacia el
friacuteo fondo del H I (ελ sim 102 K) asentaacutendose en eacutel Esa ubicacioacuten que asumen las regiones HII ha sido claramente detentada en imaacutegenes de galaxias externas Lo anterior ha sido certificado por evidencias obtenidas a traveacutes de fotografiacuteas directas ( o imaacutegenes CCD) de galaxias que se hallan cercanas a la Viacutea Laacutectea Ello ha sido posible debido al dominio de las liacuteneas espectrales de emisioacuten de varios elementos como el hidroacutegeno en particular del
helio oxiacutegeno carbono calcio silicio hierro etc Imaacutegenes tomadas a un rango de luz de Hα 6583 Aring (o sea a la
liacutenea α de la serie de Balmer) han demostrado con mucha claridad a regiones H II ello debido a que mucha de la luz visible emitida en esas regiones galaacutecticas es generada dentro del rango de esa liacutenea Por consiguiente las regiones H II aparecen en imaacutegenes de color tiacutepicamente rosaacuteceas En las galaxias que maacutes se han hallado regiones H II son en las espirales en especial en los brazos de eacutestas donde las joacutevenes estrellas son ricas en proporcionar fotones ultravioletas que son necesarios para ionizar el gas Las maacutes prominentes estrellas que habitan esas regiones galaacutecticas son las recieacuten nacidas por consiguiente calientes Alguna de esas regiones contiene un nuacutemero maacutes que significativo de esas estrellas cuya produccioacuten de energiacutea pude ionizar una fraccioacuten importante del gas de una galaxia Por otro lado las estrellas que se van formando en las galaxias en lugares fuera de los espirales en su andar por el inicio de la vida estelar se van asociando a los brazos espirales del correspondiente disco galaacutectico lo que implica que debido a sus claras liacuteneas de emisioacuten se transforman en un excelente medio para estudiar la rotatoria y cinemaacutetica de las galaxias Por otra parte las galaxias eliacutepticas y S0 rara vez muestran de forma prominente regionesH II Ello se debe a que se trata fundamentalmente de galaxias viejas y es poco el gas que les queda almacenado como para tener una fertilidad estelar significativa No obstante muestran deacutebiles nebulosas planetarias pero maacutes que todo son rasgos de muestra de la distancia a la que se encuentran
LIacuteNEAS DE IONIZACIOacuteN Y DE EMISIOacuteN
Como ya lo estudiamos anteriormente las regiones H II tienen un cierto tamantildeo alrededor de una fuente de ionizacioacuten que corresponde a un equilibrio formado por el flujo de fotones ionizantes por una parte con la tasa por el cual el plasma se puede enfriar y los electrones ionizados puedan recombinarse con los protones por otra Ahora si la tasa de ionizacioacuten es mayor que la de recombinacioacuten el plasma se ionizaraacute casi en su totalidad En esos casos estudios que se han realizado han sentildealado que menos del uno por ciento del hidroacutegeno aglomerado en esas tiacutepicas regiones no es afectado por la ionizacioacuten A continuacioacuten insertamos fotografiacuteas de tres galaxias espirales en las cuales se muestra el comportamiento que hemos descrito sobre las regiones H II
Figura 03040301- Las fotografiacuteas de arriba muestra a tres galaxias espirales captadas en el ancho de banda del filtro rojo (paneles superiores) y a la luz de Hα (paneles inferiores) Las regionesH II se correlacionan notablemente con los espirales y anillo de la estructura de las galaxias El filtro rojo es muchiacutesimo maacutes sensitivo a la distribucioacuten general de viejas estrellas mientras que por su parte el filtro Hα destaca los sitios de estrellas joacutevenes donde forman regiones
Es importante tener presente en estos estudios que lo fotones ultravioletas por debajo de una longitud de onda de λ = 912 Aring tienen la suficiente energiacutea como para ionizar el hidroacutegeno quitando al electroacuten Eventualmente el electroacuten se recobra pero dado que el gas interestelar tiene una muy baja densidad el proceso de recuperacioacuten puede durar horas Las estrellas maacutes caliente son las fuentes emisoras de fotones UV por excelencia necesario para ionizar el gas Estrellas como las de los tipos O o B y tambieacuten las enanas blancas son las principales a considerar Las temperaturas que se pueden dar en las estrellas O o B va desde 11000 a los 50000 ordm C mientras que las enanas blancas pueden alcanzar cifras bastante mayores en la temperatura de su superficie El mecanismo que conduce a las liacuteneas de emisioacuten es la recombinacioacuten como lo podemos apreciar en el graacutefico que
vamos a insertar maacutes abajo Las importantes a considerar entre otras son Hα a 6563 Aring [NII] a 6583 Aring [OII] a
3726 y [OIII] a 4959 y 5007 Aring
Figura 03040302- Los grafos muestran el espectro de una tiacutepica nebulosa planetaria NGC 1501 y muestran muchas estrechas liacuteneas de emisioacuten de H C O y HeFuente Stanghellini Kaler y Shaw AampA 291 604
En el graacutefico de la figura 03040302 se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes ldquo[ ]rdquo que estaacuten indicando que se trata de liacuteneas conocidas normalmente como ldquoprohibidasrdquo ya que pueden ser observadas solamente bajo condiciones de una muy deacutebil densidad En laboratorio los plasmas que se usan en las investigaciones son generalmente de tan alta densidad que ese tipo de liacuteneas son inobservables ya que se generan de energiacuteas producidas a nivel de la superficie de la Tierra y por ello comportan una alta estabilidad y un largo curso de vida Para los astrofiacutesicos que orientan sus trabajos de investigacioacuten para dilucidar las formas en que nacen las estrellas las liacuteneas de emisioacuten constituyen un excelente medio para obtener diagnoacutesticos sobre las condiciones fiacutesicas del gas aglomerado en las nebulosas planetarias En efecto en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las liacuteneas son
termosensibles mientras que los [ O II ] y [ S II ] entre 6716 y 6731 Aring son maacutes sensibles a la densidad del electroacuten Lo anterior es debido a que las uacuteltimas de las liacuteneas son emitidas a diversos niveles pero con casi la misma energiacutea de excitacioacuten Lo importante es que el cociente que se obtenga sea un diagnoacutestico del proceso de las excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se estaacute estudiando Ahora en cuanto los plasmas que se pueden hallar a estaacutendares terrestres resultan bastante delgados con densidades de partiacuteculas que van desde los 10 a los 106 cm-3
Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en las nebulosas planetarias las observaciones que se efectuacutean en longitudes de ondas de radio ya que en esas frecuencias estas regiones del espacio emiten tiacutepicas radiaciones bremsstrahlung lo que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes del gas de las correspondientes nubes
Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
El Telescopio Espacial Hubble nos proporciona una detallada visioacuten de los procesos apopleacuteticos eructivos y dinaacutemicos que acompantildean las etapas finales de la formacioacuten de una estrellaEn las tres imaacutegenes de arriba se puede observar el derrumbe del disco circunestelar de polvo y gas que se forma durante el proceso de construccioacuten de una estrella y que a su vez proporciona los ingredientes para la formacioacuten de un sistema planetario En las imaacutegenes tambieacuten se puede apreciar a jets o chorros de gas caliente de varios sistemas embrionarios saliendo de las estrellas que se encuentran en las etapas finales de su formacioacuten
Una vez que la estrella arriba a su madurez se mantendraacute bastante estable por un periacuteodo de tiempo dependiendo del tamantildeo de su masa Pero como la masa es la propiedad maacutes importante de una estrella ello lo vamos a tratar maacutes adelante con cierta detencioacuten Por ahora seguiremos centrando nuestra atencioacuten en la formacioacuten de las estrellas Si bien no tenemos la posibilidad de poder ver como se embriona una estrella no obstante siacute sabemos que se forman de la materia del medio interestelar En consecuencia las zonas del espacio donde probablemente se formen una mayor cantidad de estrellas son aquellas en la que existe una mayor densidad dado que alliacute los aacutetomos y granos de polvo se encuentran maacutes concentrados permitiendo con ello que se ejerza una mayor fuerza de atraccioacuten gravitacional Pero tambieacuten es importante que en esos lugares exista una baja presioacuten del medio que facilite la presencia de bajas temperaturas
Los requisitos que hemos expuesto en el paacuterrafo anterior sobre las condiciones que deben reunir los espacios coacutesmicos para que se puedan formar estrellas se hallan fundamentalmente en las llamadas nebulosas oscuras En esas nubes del espacio se suelen dar condiciones con una densidad promedio en un rango
que va de 100 a 10000 partiacuteculas por cmsup3 (el promedio es de 01
a 20 partiacuteculas por cmsup3 y de temperaturas que no superan los 15deg K Una nebulosa oscura es una gran nube que se observa en el cielo como una pobre regioacuten de estrellas donde el polvo y los gases interestelares se hallan significativamente concentrados Pueden ser vistas si una parte de sus emisiones o reflexiones se oscurecen o como sucede con la nebulosa del Saco de Carboacuten
Nebulosa Oscura Saco de CarboacutenUna de las nebulosas maacutes conocidas por los habitantes del hemisferio sur Se sabe de ella desde que fue observada en 1499 por Vicente Yaacutenez Pinzoacuten cuando integraba la expedicioacuten de Hernando de MagallanesEl Saco del Carboacuten es una de las maacutes prominentes nebulosa oscura visible en los surentildeos cielos Es bien visible a simple vista y se parece a un oscuro y gran bancal de la Viacutea Laacutectea Se ubica con facilidad en la parte meridional de la conocida Cruz del Sur y oscurece y cubre unos 26 grados cuadrados del cielo con partes ubicadas en la constelacioacuten de La Mosca y otras en Centauro
(figura de la derecha) en que la luz de algunas de sus estrellas laquomaacutes viejasraquo ubicadas en las profundidades de la nube no es bloqueada por la materia interestelar Las nebulosas oscuras tienen formas bastante irregulares No tienen un liacutemite externo claramente definido y a veces adquieren formas como serpentinas enrolladas Cuando son grandes pueden ser observadas a simple vista asemejaacutendose a plantillas oscuras contrapuestas al fondo maacutes brillante de la Viacutea Laacutectea El hidroacutegeno que se halla almacenado en estas opacas y oscuras nubes se encuentra en estado molecular A las grandes nebulosas de este tipo se les conocen bajo el nombre de gigantes nubes moleculares (GNM o GMC) y su tamantildeo es un milloacuten de veces el del Sol En su interior contienen una gran cantidad de masa del medio interestelar
con una dimensioacuten de unos 150 al una densidad media que va de las 100 a las 300 moleacuteculas por cmsup3 y una temperatura interna que fluctuacutea entre los 7 y 15 grados K Las GNM estaacuten compuestas principalmente de gas y polvo pero ademaacutes contienen una cantidad importante de estrellas El nuacutecleo de esas nubes es invisible al ojo humano y es perceptible solamente a traveacutes de las emisiones de microondas emanadas de sus moleacuteculas constitutivas Esta radiacioacuten no es absorbida por el polvo y no escapa con facilidad de la nube El material que se encuentra almacenado en las GNM se agrupa en distintos tamantildeos con nubes que se ubican por debajo de las masas de las estrellas y los maacutes pequentildeos pueden medir hasta un antildeo luz (al)Esa nubes tambieacuten cuentan con su propio campo magneacutetico interno el cual les sirve de escudo de ayuda contra su propia gravedad Las GNM juegan un importante rol en la dinaacutemica de las galaxias En efecto cuando una estrella pasa cerca de una GNM la gravedad de eacutesta afectaraacute considerablemente a la oacuterbita de la estrella Al cabo de varios encuentros cercanos una estrella de mediana edad seraacute afectada significativamente en su direccioacuten y velocidad orbital alongando su oacuterbita desde la condicioacuten circular primaria heredada de la GNM como tienen las estrellas recieacuten nacidas Este fenoacutemeno es una herramienta de gran utilidad para los astroacutenomos para estimar las edades de las estrellas y estudiar la densidad del disco galaacutectico
Ahora profundizando un poco sobre las nubes moleculares eacutestas ndash por densidad y tamantildeondash permiten la formacioacuten
de hidroacutegeno molecular H2 Sin embargo se trata de una moleacutecula bastante difiacutecil de detectar lo que implica rastrearla a traveacutes de moleacuteculas de monoacutexido de carbono (CO) La relacioacuten entre la luminosidad del CO y la masa del H2 es aproximadamente constante pese a que existen razones para dudar que sea asiacute dado lo que se observa en algunas galaxias
En la Viacutea Laacutectea las nubes moleculares asumen un tamantildeo que corresponde aproximadamente a la mitad del espacio orbital del Sol lo que las transforma en un componente significativo del disco galaacutectico Seguacuten los catastros que se tienen confeccionados sobre nubes moleculares en la galaxia registran que la mayoriacutea de ellas se encuentran agrupadas en objetos maacutes masivos que abarcan varios millones de masas solares Por lo general se hallan ubicadas en planos con dimensiones aproximadas de entre 50 y 75 pc (no dejan de ser grandecitas) pero son mucho maacutes finas que los otros componentes gaseosos que cohabita por esos lugares como el hidroacutegeno atoacutemico e ionizado Se piensa que las nubes moleculares deberiacutean existir extensivamente
sobre todo dentro de los brazos espirales de la galaxia pero ello es incierto dado el hecho de las dificultades que se tienen para estimar distancia y en otras galaxias que han sido observadas en alta resolucioacuten se ha logrado ver a los respectivos brazos espirales claramente delineados pero no sensibles a un fondo uniforme de emisiones de CO Para muchos de los astrofiacutesicos la formacioacuten de nuevas estrellas en el universo ocurre hoy solamente dentro de las nubes moleculares Lo piensan asiacute dado que ello seriacutea una consecuencia natural de sus altas densidades bajas temperaturas y de la evidencia observada en grandes nubes formadoras que han sido confinadas en gran medida por la propia gravedad de lo embrionado como ser estrellas planetas y galaxias mas que por la accioacuten externa como sucede con las nubes del cielo Esta evidencia nace del hecho de las laquoturbulentasraquo velocidades deducidas de las liacuteneas de latitud del CO que se mueven a una velocidad semejante a la orbital ( una relacioacuten virial )
Nebulosa Molecular CarinaDentro de algunos millones de antildeos la radiacioacuten de las brillantes estrellas que se hallan alojadas en esta nebulosa habraacute dado cuenta de la totalidad del gas y moleacuteculas que auacuten conserva La nube molecular se ha desagregado de la Nebulosa Eta Carina u Ojo de la Cerradura Las nuevas estrellas que se han formado se hallan visibles y sus enrojecidas imaacutegenes es el producto de la azul luz dispersada preferentemente por el penetrante polvo La imagen de arriba tiene una extensioacuten aproximada de dos antildeos luz y fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble en 1999
En resumen las nubes moleculares seriacutean el medio para la formacioacuten del laquocigotoraquo de estrellas Como lo mencionamos estaacuten formadas de gas y polvo El gas es predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Pero a diferencia de los animales ese laquocigoto estelarraquo se formariacutea por el colapso y fragmentacioacuten de las regiones maacutes densas de la nube En esos lugares las partiacuteculas se atraeriacutean por la gravedad y colapsariacutean hacia el centro de las regiones maacutes densas Ahora como contraparte al colapso se halla la presioacuten del gas El problema radica en saber con certeza cuaacutel es el mecanismo que produce el triunfo de la gravedad sobre la presioacuten que ejerce el gas para que la nube de comienzo a la formacioacuten de una estrella Debemos reconocer que hasta ahora la fiacutesica de las nubes moleculares no la entendemos muy bien y es tema de discusioacuten en congresos y simposios de fiacutesicos Sus movimientos internos son gobernados por las turbulencias de un magnetizado y friacuteo gas cuyos turbulentos movimientos son altamente supersoacutenicos pero siacute comparables a las velocidades de los disturbios magneacuteticos Dado lo anterior se piensa que en esos estados los gases deberiacutean perder raacutepidamente energiacutea procediendo a derrumbarse o reinyectarse energeacuteticamente Tambieacuten se puede dar el caso de que las nubes sean perturbadas por alguacuten proceso como ser el de una masiva estrella ya que sabemos que mucha de estas nubes alojan a eacutestas en una fraccioacuten importante de su masa desde antes de su fraccionamiento y colapso para formar cantidades de ellas Sabemos que una de las particularidades de la gravedad es su coalescencia con respecto a la materia Dado lo anterior es natural que se piense que para que se deacute comienzo a un proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas de una nube colapse y se fragmente por efectos gravitatorios Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por consiguiente deberiacutea darse en un momento un mecanismo para que la gravedad sea preeminente sobre los demaacutes componentes y de esa manera la nube puede formar una estrella Por ahora adoptaremos simplificaciones para enumerar los posibles mecaacutenicos que pueden originar la preeminencia de la gravedad aunque en la realidad las nubes moleculares son no son homogeacuteneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes No obstante dentro de los mecanismos que podriacutean dar origen en el interior de una nube interestelar a una estrella como consecuencia de la gravedad se encuentran entre otros los siguientes
1 Una supernova La espectacular explosioacuten de una masiva estrella cuyas fuertes ondas de choque pueden ocasionar el desequilibrio necesario para embrionar a una estrella
2 Las ondas de choque provocadas por la colisioacuten de nubes moleculares 3 Las ondas de densidad que se producen en los brazos espirales de las galaxias Por delante de estas
ondas viajan otras de choque que alteran el medio interno de las nebulosas oscuras 4 Las interacciones galaacutecticas Las interacciones de los medios interestelares que se dan en los espacios
galaacutecticos tambieacuten dan origen a ondas de choque 5 Las ondas teacutermicas de estrellas recieacuten nacidas Una vez que las estrellas logran encender su combustible
empiezan a brillar liberando ondas teacutermicas de choque que dan origen a una especie de efecto laquodominoacuteraquo en la formacioacuten de nuevas estrellas Este pude ser uno de los mecanismos que da origen a los nacimientos estelares masivos en cuacutemulos
ltBLlt fontgtEn la siguiente seccioacuten de esta parte del capiacutetulo III nos vamos a centrar en analizar cada uno de los posibles mecanismos que hemos enumerado para que se formen estrellas como consecuencia de efectos gravitatorios
La mayoriacutea del gas que se concentra en el disco galaacutectico se halla unionizado o en estado neutro y se le denomina
H I Ahora bajo condiciones apropiadas por ejemplo cerca de una caliente estrella o circundante a los efectos de la explosioacuten de una supernova ese gas se puede ionizar y como ya lo hemos estado estudiando cuando ello ocurre a esos lugares se le denominan regiones H II En ambos estados a ese gas se le nombra generalmente como el ISM del medio interestelar
Como podemos deducir de las secciones anteriores las Regiones HII son calentadas (ελ sim 104 K) y bajan hacia el
friacuteo fondo del H I (ελ sim 102 K) asentaacutendose en eacutel Esa ubicacioacuten que asumen las regiones HII ha sido claramente detentada en imaacutegenes de galaxias externas Lo anterior ha sido certificado por evidencias obtenidas a traveacutes de fotografiacuteas directas ( o imaacutegenes CCD) de galaxias que se hallan cercanas a la Viacutea Laacutectea Ello ha sido posible debido al dominio de las liacuteneas espectrales de emisioacuten de varios elementos como el hidroacutegeno en particular del
helio oxiacutegeno carbono calcio silicio hierro etc Imaacutegenes tomadas a un rango de luz de Hα 6583 Aring (o sea a la
liacutenea α de la serie de Balmer) han demostrado con mucha claridad a regiones H II ello debido a que mucha de la luz visible emitida en esas regiones galaacutecticas es generada dentro del rango de esa liacutenea Por consiguiente las regiones H II aparecen en imaacutegenes de color tiacutepicamente rosaacuteceas En las galaxias que maacutes se han hallado regiones H II son en las espirales en especial en los brazos de eacutestas donde las joacutevenes estrellas son ricas en proporcionar fotones ultravioletas que son necesarios para ionizar el gas Las maacutes prominentes estrellas que habitan esas regiones galaacutecticas son las recieacuten nacidas por consiguiente calientes Alguna de esas regiones contiene un nuacutemero maacutes que significativo de esas estrellas cuya produccioacuten de energiacutea pude ionizar una fraccioacuten importante del gas de una galaxia Por otro lado las estrellas que se van formando en las galaxias en lugares fuera de los espirales en su andar por el inicio de la vida estelar se van asociando a los brazos espirales del correspondiente disco galaacutectico lo que implica que debido a sus claras liacuteneas de emisioacuten se transforman en un excelente medio para estudiar la rotatoria y cinemaacutetica de las galaxias Por otra parte las galaxias eliacutepticas y S0 rara vez muestran de forma prominente regionesH II Ello se debe a que se trata fundamentalmente de galaxias viejas y es poco el gas que les queda almacenado como para tener una fertilidad estelar significativa No obstante muestran deacutebiles nebulosas planetarias pero maacutes que todo son rasgos de muestra de la distancia a la que se encuentran
LIacuteNEAS DE IONIZACIOacuteN Y DE EMISIOacuteN
Como ya lo estudiamos anteriormente las regiones H II tienen un cierto tamantildeo alrededor de una fuente de ionizacioacuten que corresponde a un equilibrio formado por el flujo de fotones ionizantes por una parte con la tasa por el cual el plasma se puede enfriar y los electrones ionizados puedan recombinarse con los protones por otra Ahora si la tasa de ionizacioacuten es mayor que la de recombinacioacuten el plasma se ionizaraacute casi en su totalidad En esos casos estudios que se han realizado han sentildealado que menos del uno por ciento del hidroacutegeno aglomerado en esas tiacutepicas regiones no es afectado por la ionizacioacuten A continuacioacuten insertamos fotografiacuteas de tres galaxias espirales en las cuales se muestra el comportamiento que hemos descrito sobre las regiones H II
Figura 03040301- Las fotografiacuteas de arriba muestra a tres galaxias espirales captadas en el ancho de banda del filtro rojo (paneles superiores) y a la luz de Hα (paneles inferiores) Las regionesH II se correlacionan notablemente con los espirales y anillo de la estructura de las galaxias El filtro rojo es muchiacutesimo maacutes sensitivo a la distribucioacuten general de viejas estrellas mientras que por su parte el filtro Hα destaca los sitios de estrellas joacutevenes donde forman regiones
Es importante tener presente en estos estudios que lo fotones ultravioletas por debajo de una longitud de onda de λ = 912 Aring tienen la suficiente energiacutea como para ionizar el hidroacutegeno quitando al electroacuten Eventualmente el electroacuten se recobra pero dado que el gas interestelar tiene una muy baja densidad el proceso de recuperacioacuten puede durar horas Las estrellas maacutes caliente son las fuentes emisoras de fotones UV por excelencia necesario para ionizar el gas Estrellas como las de los tipos O o B y tambieacuten las enanas blancas son las principales a considerar Las temperaturas que se pueden dar en las estrellas O o B va desde 11000 a los 50000 ordm C mientras que las enanas blancas pueden alcanzar cifras bastante mayores en la temperatura de su superficie El mecanismo que conduce a las liacuteneas de emisioacuten es la recombinacioacuten como lo podemos apreciar en el graacutefico que
vamos a insertar maacutes abajo Las importantes a considerar entre otras son Hα a 6563 Aring [NII] a 6583 Aring [OII] a
3726 y [OIII] a 4959 y 5007 Aring
Figura 03040302- Los grafos muestran el espectro de una tiacutepica nebulosa planetaria NGC 1501 y muestran muchas estrechas liacuteneas de emisioacuten de H C O y HeFuente Stanghellini Kaler y Shaw AampA 291 604
En el graacutefico de la figura 03040302 se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes ldquo[ ]rdquo que estaacuten indicando que se trata de liacuteneas conocidas normalmente como ldquoprohibidasrdquo ya que pueden ser observadas solamente bajo condiciones de una muy deacutebil densidad En laboratorio los plasmas que se usan en las investigaciones son generalmente de tan alta densidad que ese tipo de liacuteneas son inobservables ya que se generan de energiacuteas producidas a nivel de la superficie de la Tierra y por ello comportan una alta estabilidad y un largo curso de vida Para los astrofiacutesicos que orientan sus trabajos de investigacioacuten para dilucidar las formas en que nacen las estrellas las liacuteneas de emisioacuten constituyen un excelente medio para obtener diagnoacutesticos sobre las condiciones fiacutesicas del gas aglomerado en las nebulosas planetarias En efecto en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las liacuteneas son
termosensibles mientras que los [ O II ] y [ S II ] entre 6716 y 6731 Aring son maacutes sensibles a la densidad del electroacuten Lo anterior es debido a que las uacuteltimas de las liacuteneas son emitidas a diversos niveles pero con casi la misma energiacutea de excitacioacuten Lo importante es que el cociente que se obtenga sea un diagnoacutestico del proceso de las excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se estaacute estudiando Ahora en cuanto los plasmas que se pueden hallar a estaacutendares terrestres resultan bastante delgados con densidades de partiacuteculas que van desde los 10 a los 106 cm-3
Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en las nebulosas planetarias las observaciones que se efectuacutean en longitudes de ondas de radio ya que en esas frecuencias estas regiones del espacio emiten tiacutepicas radiaciones bremsstrahlung lo que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes del gas de las correspondientes nubes
Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
(figura de la derecha) en que la luz de algunas de sus estrellas laquomaacutes viejasraquo ubicadas en las profundidades de la nube no es bloqueada por la materia interestelar Las nebulosas oscuras tienen formas bastante irregulares No tienen un liacutemite externo claramente definido y a veces adquieren formas como serpentinas enrolladas Cuando son grandes pueden ser observadas a simple vista asemejaacutendose a plantillas oscuras contrapuestas al fondo maacutes brillante de la Viacutea Laacutectea El hidroacutegeno que se halla almacenado en estas opacas y oscuras nubes se encuentra en estado molecular A las grandes nebulosas de este tipo se les conocen bajo el nombre de gigantes nubes moleculares (GNM o GMC) y su tamantildeo es un milloacuten de veces el del Sol En su interior contienen una gran cantidad de masa del medio interestelar
con una dimensioacuten de unos 150 al una densidad media que va de las 100 a las 300 moleacuteculas por cmsup3 y una temperatura interna que fluctuacutea entre los 7 y 15 grados K Las GNM estaacuten compuestas principalmente de gas y polvo pero ademaacutes contienen una cantidad importante de estrellas El nuacutecleo de esas nubes es invisible al ojo humano y es perceptible solamente a traveacutes de las emisiones de microondas emanadas de sus moleacuteculas constitutivas Esta radiacioacuten no es absorbida por el polvo y no escapa con facilidad de la nube El material que se encuentra almacenado en las GNM se agrupa en distintos tamantildeos con nubes que se ubican por debajo de las masas de las estrellas y los maacutes pequentildeos pueden medir hasta un antildeo luz (al)Esa nubes tambieacuten cuentan con su propio campo magneacutetico interno el cual les sirve de escudo de ayuda contra su propia gravedad Las GNM juegan un importante rol en la dinaacutemica de las galaxias En efecto cuando una estrella pasa cerca de una GNM la gravedad de eacutesta afectaraacute considerablemente a la oacuterbita de la estrella Al cabo de varios encuentros cercanos una estrella de mediana edad seraacute afectada significativamente en su direccioacuten y velocidad orbital alongando su oacuterbita desde la condicioacuten circular primaria heredada de la GNM como tienen las estrellas recieacuten nacidas Este fenoacutemeno es una herramienta de gran utilidad para los astroacutenomos para estimar las edades de las estrellas y estudiar la densidad del disco galaacutectico
Ahora profundizando un poco sobre las nubes moleculares eacutestas ndash por densidad y tamantildeondash permiten la formacioacuten
de hidroacutegeno molecular H2 Sin embargo se trata de una moleacutecula bastante difiacutecil de detectar lo que implica rastrearla a traveacutes de moleacuteculas de monoacutexido de carbono (CO) La relacioacuten entre la luminosidad del CO y la masa del H2 es aproximadamente constante pese a que existen razones para dudar que sea asiacute dado lo que se observa en algunas galaxias
En la Viacutea Laacutectea las nubes moleculares asumen un tamantildeo que corresponde aproximadamente a la mitad del espacio orbital del Sol lo que las transforma en un componente significativo del disco galaacutectico Seguacuten los catastros que se tienen confeccionados sobre nubes moleculares en la galaxia registran que la mayoriacutea de ellas se encuentran agrupadas en objetos maacutes masivos que abarcan varios millones de masas solares Por lo general se hallan ubicadas en planos con dimensiones aproximadas de entre 50 y 75 pc (no dejan de ser grandecitas) pero son mucho maacutes finas que los otros componentes gaseosos que cohabita por esos lugares como el hidroacutegeno atoacutemico e ionizado Se piensa que las nubes moleculares deberiacutean existir extensivamente
sobre todo dentro de los brazos espirales de la galaxia pero ello es incierto dado el hecho de las dificultades que se tienen para estimar distancia y en otras galaxias que han sido observadas en alta resolucioacuten se ha logrado ver a los respectivos brazos espirales claramente delineados pero no sensibles a un fondo uniforme de emisiones de CO Para muchos de los astrofiacutesicos la formacioacuten de nuevas estrellas en el universo ocurre hoy solamente dentro de las nubes moleculares Lo piensan asiacute dado que ello seriacutea una consecuencia natural de sus altas densidades bajas temperaturas y de la evidencia observada en grandes nubes formadoras que han sido confinadas en gran medida por la propia gravedad de lo embrionado como ser estrellas planetas y galaxias mas que por la accioacuten externa como sucede con las nubes del cielo Esta evidencia nace del hecho de las laquoturbulentasraquo velocidades deducidas de las liacuteneas de latitud del CO que se mueven a una velocidad semejante a la orbital ( una relacioacuten virial )
Nebulosa Molecular CarinaDentro de algunos millones de antildeos la radiacioacuten de las brillantes estrellas que se hallan alojadas en esta nebulosa habraacute dado cuenta de la totalidad del gas y moleacuteculas que auacuten conserva La nube molecular se ha desagregado de la Nebulosa Eta Carina u Ojo de la Cerradura Las nuevas estrellas que se han formado se hallan visibles y sus enrojecidas imaacutegenes es el producto de la azul luz dispersada preferentemente por el penetrante polvo La imagen de arriba tiene una extensioacuten aproximada de dos antildeos luz y fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble en 1999
En resumen las nubes moleculares seriacutean el medio para la formacioacuten del laquocigotoraquo de estrellas Como lo mencionamos estaacuten formadas de gas y polvo El gas es predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Pero a diferencia de los animales ese laquocigoto estelarraquo se formariacutea por el colapso y fragmentacioacuten de las regiones maacutes densas de la nube En esos lugares las partiacuteculas se atraeriacutean por la gravedad y colapsariacutean hacia el centro de las regiones maacutes densas Ahora como contraparte al colapso se halla la presioacuten del gas El problema radica en saber con certeza cuaacutel es el mecanismo que produce el triunfo de la gravedad sobre la presioacuten que ejerce el gas para que la nube de comienzo a la formacioacuten de una estrella Debemos reconocer que hasta ahora la fiacutesica de las nubes moleculares no la entendemos muy bien y es tema de discusioacuten en congresos y simposios de fiacutesicos Sus movimientos internos son gobernados por las turbulencias de un magnetizado y friacuteo gas cuyos turbulentos movimientos son altamente supersoacutenicos pero siacute comparables a las velocidades de los disturbios magneacuteticos Dado lo anterior se piensa que en esos estados los gases deberiacutean perder raacutepidamente energiacutea procediendo a derrumbarse o reinyectarse energeacuteticamente Tambieacuten se puede dar el caso de que las nubes sean perturbadas por alguacuten proceso como ser el de una masiva estrella ya que sabemos que mucha de estas nubes alojan a eacutestas en una fraccioacuten importante de su masa desde antes de su fraccionamiento y colapso para formar cantidades de ellas Sabemos que una de las particularidades de la gravedad es su coalescencia con respecto a la materia Dado lo anterior es natural que se piense que para que se deacute comienzo a un proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas de una nube colapse y se fragmente por efectos gravitatorios Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por consiguiente deberiacutea darse en un momento un mecanismo para que la gravedad sea preeminente sobre los demaacutes componentes y de esa manera la nube puede formar una estrella Por ahora adoptaremos simplificaciones para enumerar los posibles mecaacutenicos que pueden originar la preeminencia de la gravedad aunque en la realidad las nubes moleculares son no son homogeacuteneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes No obstante dentro de los mecanismos que podriacutean dar origen en el interior de una nube interestelar a una estrella como consecuencia de la gravedad se encuentran entre otros los siguientes
1 Una supernova La espectacular explosioacuten de una masiva estrella cuyas fuertes ondas de choque pueden ocasionar el desequilibrio necesario para embrionar a una estrella
2 Las ondas de choque provocadas por la colisioacuten de nubes moleculares 3 Las ondas de densidad que se producen en los brazos espirales de las galaxias Por delante de estas
ondas viajan otras de choque que alteran el medio interno de las nebulosas oscuras 4 Las interacciones galaacutecticas Las interacciones de los medios interestelares que se dan en los espacios
galaacutecticos tambieacuten dan origen a ondas de choque 5 Las ondas teacutermicas de estrellas recieacuten nacidas Una vez que las estrellas logran encender su combustible
empiezan a brillar liberando ondas teacutermicas de choque que dan origen a una especie de efecto laquodominoacuteraquo en la formacioacuten de nuevas estrellas Este pude ser uno de los mecanismos que da origen a los nacimientos estelares masivos en cuacutemulos
ltBLlt fontgtEn la siguiente seccioacuten de esta parte del capiacutetulo III nos vamos a centrar en analizar cada uno de los posibles mecanismos que hemos enumerado para que se formen estrellas como consecuencia de efectos gravitatorios
La mayoriacutea del gas que se concentra en el disco galaacutectico se halla unionizado o en estado neutro y se le denomina
H I Ahora bajo condiciones apropiadas por ejemplo cerca de una caliente estrella o circundante a los efectos de la explosioacuten de una supernova ese gas se puede ionizar y como ya lo hemos estado estudiando cuando ello ocurre a esos lugares se le denominan regiones H II En ambos estados a ese gas se le nombra generalmente como el ISM del medio interestelar
Como podemos deducir de las secciones anteriores las Regiones HII son calentadas (ελ sim 104 K) y bajan hacia el
friacuteo fondo del H I (ελ sim 102 K) asentaacutendose en eacutel Esa ubicacioacuten que asumen las regiones HII ha sido claramente detentada en imaacutegenes de galaxias externas Lo anterior ha sido certificado por evidencias obtenidas a traveacutes de fotografiacuteas directas ( o imaacutegenes CCD) de galaxias que se hallan cercanas a la Viacutea Laacutectea Ello ha sido posible debido al dominio de las liacuteneas espectrales de emisioacuten de varios elementos como el hidroacutegeno en particular del
helio oxiacutegeno carbono calcio silicio hierro etc Imaacutegenes tomadas a un rango de luz de Hα 6583 Aring (o sea a la
liacutenea α de la serie de Balmer) han demostrado con mucha claridad a regiones H II ello debido a que mucha de la luz visible emitida en esas regiones galaacutecticas es generada dentro del rango de esa liacutenea Por consiguiente las regiones H II aparecen en imaacutegenes de color tiacutepicamente rosaacuteceas En las galaxias que maacutes se han hallado regiones H II son en las espirales en especial en los brazos de eacutestas donde las joacutevenes estrellas son ricas en proporcionar fotones ultravioletas que son necesarios para ionizar el gas Las maacutes prominentes estrellas que habitan esas regiones galaacutecticas son las recieacuten nacidas por consiguiente calientes Alguna de esas regiones contiene un nuacutemero maacutes que significativo de esas estrellas cuya produccioacuten de energiacutea pude ionizar una fraccioacuten importante del gas de una galaxia Por otro lado las estrellas que se van formando en las galaxias en lugares fuera de los espirales en su andar por el inicio de la vida estelar se van asociando a los brazos espirales del correspondiente disco galaacutectico lo que implica que debido a sus claras liacuteneas de emisioacuten se transforman en un excelente medio para estudiar la rotatoria y cinemaacutetica de las galaxias Por otra parte las galaxias eliacutepticas y S0 rara vez muestran de forma prominente regionesH II Ello se debe a que se trata fundamentalmente de galaxias viejas y es poco el gas que les queda almacenado como para tener una fertilidad estelar significativa No obstante muestran deacutebiles nebulosas planetarias pero maacutes que todo son rasgos de muestra de la distancia a la que se encuentran
LIacuteNEAS DE IONIZACIOacuteN Y DE EMISIOacuteN
Como ya lo estudiamos anteriormente las regiones H II tienen un cierto tamantildeo alrededor de una fuente de ionizacioacuten que corresponde a un equilibrio formado por el flujo de fotones ionizantes por una parte con la tasa por el cual el plasma se puede enfriar y los electrones ionizados puedan recombinarse con los protones por otra Ahora si la tasa de ionizacioacuten es mayor que la de recombinacioacuten el plasma se ionizaraacute casi en su totalidad En esos casos estudios que se han realizado han sentildealado que menos del uno por ciento del hidroacutegeno aglomerado en esas tiacutepicas regiones no es afectado por la ionizacioacuten A continuacioacuten insertamos fotografiacuteas de tres galaxias espirales en las cuales se muestra el comportamiento que hemos descrito sobre las regiones H II
Figura 03040301- Las fotografiacuteas de arriba muestra a tres galaxias espirales captadas en el ancho de banda del filtro rojo (paneles superiores) y a la luz de Hα (paneles inferiores) Las regionesH II se correlacionan notablemente con los espirales y anillo de la estructura de las galaxias El filtro rojo es muchiacutesimo maacutes sensitivo a la distribucioacuten general de viejas estrellas mientras que por su parte el filtro Hα destaca los sitios de estrellas joacutevenes donde forman regiones
Es importante tener presente en estos estudios que lo fotones ultravioletas por debajo de una longitud de onda de λ = 912 Aring tienen la suficiente energiacutea como para ionizar el hidroacutegeno quitando al electroacuten Eventualmente el electroacuten se recobra pero dado que el gas interestelar tiene una muy baja densidad el proceso de recuperacioacuten puede durar horas Las estrellas maacutes caliente son las fuentes emisoras de fotones UV por excelencia necesario para ionizar el gas Estrellas como las de los tipos O o B y tambieacuten las enanas blancas son las principales a considerar Las temperaturas que se pueden dar en las estrellas O o B va desde 11000 a los 50000 ordm C mientras que las enanas blancas pueden alcanzar cifras bastante mayores en la temperatura de su superficie El mecanismo que conduce a las liacuteneas de emisioacuten es la recombinacioacuten como lo podemos apreciar en el graacutefico que
vamos a insertar maacutes abajo Las importantes a considerar entre otras son Hα a 6563 Aring [NII] a 6583 Aring [OII] a
3726 y [OIII] a 4959 y 5007 Aring
Figura 03040302- Los grafos muestran el espectro de una tiacutepica nebulosa planetaria NGC 1501 y muestran muchas estrechas liacuteneas de emisioacuten de H C O y HeFuente Stanghellini Kaler y Shaw AampA 291 604
En el graacutefico de la figura 03040302 se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes ldquo[ ]rdquo que estaacuten indicando que se trata de liacuteneas conocidas normalmente como ldquoprohibidasrdquo ya que pueden ser observadas solamente bajo condiciones de una muy deacutebil densidad En laboratorio los plasmas que se usan en las investigaciones son generalmente de tan alta densidad que ese tipo de liacuteneas son inobservables ya que se generan de energiacuteas producidas a nivel de la superficie de la Tierra y por ello comportan una alta estabilidad y un largo curso de vida Para los astrofiacutesicos que orientan sus trabajos de investigacioacuten para dilucidar las formas en que nacen las estrellas las liacuteneas de emisioacuten constituyen un excelente medio para obtener diagnoacutesticos sobre las condiciones fiacutesicas del gas aglomerado en las nebulosas planetarias En efecto en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las liacuteneas son
termosensibles mientras que los [ O II ] y [ S II ] entre 6716 y 6731 Aring son maacutes sensibles a la densidad del electroacuten Lo anterior es debido a que las uacuteltimas de las liacuteneas son emitidas a diversos niveles pero con casi la misma energiacutea de excitacioacuten Lo importante es que el cociente que se obtenga sea un diagnoacutestico del proceso de las excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se estaacute estudiando Ahora en cuanto los plasmas que se pueden hallar a estaacutendares terrestres resultan bastante delgados con densidades de partiacuteculas que van desde los 10 a los 106 cm-3
Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en las nebulosas planetarias las observaciones que se efectuacutean en longitudes de ondas de radio ya que en esas frecuencias estas regiones del espacio emiten tiacutepicas radiaciones bremsstrahlung lo que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes del gas de las correspondientes nubes
Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
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- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
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En resumen las nubes moleculares seriacutean el medio para la formacioacuten del laquocigotoraquo de estrellas Como lo mencionamos estaacuten formadas de gas y polvo El gas es predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Pero a diferencia de los animales ese laquocigoto estelarraquo se formariacutea por el colapso y fragmentacioacuten de las regiones maacutes densas de la nube En esos lugares las partiacuteculas se atraeriacutean por la gravedad y colapsariacutean hacia el centro de las regiones maacutes densas Ahora como contraparte al colapso se halla la presioacuten del gas El problema radica en saber con certeza cuaacutel es el mecanismo que produce el triunfo de la gravedad sobre la presioacuten que ejerce el gas para que la nube de comienzo a la formacioacuten de una estrella Debemos reconocer que hasta ahora la fiacutesica de las nubes moleculares no la entendemos muy bien y es tema de discusioacuten en congresos y simposios de fiacutesicos Sus movimientos internos son gobernados por las turbulencias de un magnetizado y friacuteo gas cuyos turbulentos movimientos son altamente supersoacutenicos pero siacute comparables a las velocidades de los disturbios magneacuteticos Dado lo anterior se piensa que en esos estados los gases deberiacutean perder raacutepidamente energiacutea procediendo a derrumbarse o reinyectarse energeacuteticamente Tambieacuten se puede dar el caso de que las nubes sean perturbadas por alguacuten proceso como ser el de una masiva estrella ya que sabemos que mucha de estas nubes alojan a eacutestas en una fraccioacuten importante de su masa desde antes de su fraccionamiento y colapso para formar cantidades de ellas Sabemos que una de las particularidades de la gravedad es su coalescencia con respecto a la materia Dado lo anterior es natural que se piense que para que se deacute comienzo a un proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas de una nube colapse y se fragmente por efectos gravitatorios Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por consiguiente deberiacutea darse en un momento un mecanismo para que la gravedad sea preeminente sobre los demaacutes componentes y de esa manera la nube puede formar una estrella Por ahora adoptaremos simplificaciones para enumerar los posibles mecaacutenicos que pueden originar la preeminencia de la gravedad aunque en la realidad las nubes moleculares son no son homogeacuteneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes No obstante dentro de los mecanismos que podriacutean dar origen en el interior de una nube interestelar a una estrella como consecuencia de la gravedad se encuentran entre otros los siguientes
1 Una supernova La espectacular explosioacuten de una masiva estrella cuyas fuertes ondas de choque pueden ocasionar el desequilibrio necesario para embrionar a una estrella
2 Las ondas de choque provocadas por la colisioacuten de nubes moleculares 3 Las ondas de densidad que se producen en los brazos espirales de las galaxias Por delante de estas
ondas viajan otras de choque que alteran el medio interno de las nebulosas oscuras 4 Las interacciones galaacutecticas Las interacciones de los medios interestelares que se dan en los espacios
galaacutecticos tambieacuten dan origen a ondas de choque 5 Las ondas teacutermicas de estrellas recieacuten nacidas Una vez que las estrellas logran encender su combustible
empiezan a brillar liberando ondas teacutermicas de choque que dan origen a una especie de efecto laquodominoacuteraquo en la formacioacuten de nuevas estrellas Este pude ser uno de los mecanismos que da origen a los nacimientos estelares masivos en cuacutemulos
ltBLlt fontgtEn la siguiente seccioacuten de esta parte del capiacutetulo III nos vamos a centrar en analizar cada uno de los posibles mecanismos que hemos enumerado para que se formen estrellas como consecuencia de efectos gravitatorios
La mayoriacutea del gas que se concentra en el disco galaacutectico se halla unionizado o en estado neutro y se le denomina
H I Ahora bajo condiciones apropiadas por ejemplo cerca de una caliente estrella o circundante a los efectos de la explosioacuten de una supernova ese gas se puede ionizar y como ya lo hemos estado estudiando cuando ello ocurre a esos lugares se le denominan regiones H II En ambos estados a ese gas se le nombra generalmente como el ISM del medio interestelar
Como podemos deducir de las secciones anteriores las Regiones HII son calentadas (ελ sim 104 K) y bajan hacia el
friacuteo fondo del H I (ελ sim 102 K) asentaacutendose en eacutel Esa ubicacioacuten que asumen las regiones HII ha sido claramente detentada en imaacutegenes de galaxias externas Lo anterior ha sido certificado por evidencias obtenidas a traveacutes de fotografiacuteas directas ( o imaacutegenes CCD) de galaxias que se hallan cercanas a la Viacutea Laacutectea Ello ha sido posible debido al dominio de las liacuteneas espectrales de emisioacuten de varios elementos como el hidroacutegeno en particular del
helio oxiacutegeno carbono calcio silicio hierro etc Imaacutegenes tomadas a un rango de luz de Hα 6583 Aring (o sea a la
liacutenea α de la serie de Balmer) han demostrado con mucha claridad a regiones H II ello debido a que mucha de la luz visible emitida en esas regiones galaacutecticas es generada dentro del rango de esa liacutenea Por consiguiente las regiones H II aparecen en imaacutegenes de color tiacutepicamente rosaacuteceas En las galaxias que maacutes se han hallado regiones H II son en las espirales en especial en los brazos de eacutestas donde las joacutevenes estrellas son ricas en proporcionar fotones ultravioletas que son necesarios para ionizar el gas Las maacutes prominentes estrellas que habitan esas regiones galaacutecticas son las recieacuten nacidas por consiguiente calientes Alguna de esas regiones contiene un nuacutemero maacutes que significativo de esas estrellas cuya produccioacuten de energiacutea pude ionizar una fraccioacuten importante del gas de una galaxia Por otro lado las estrellas que se van formando en las galaxias en lugares fuera de los espirales en su andar por el inicio de la vida estelar se van asociando a los brazos espirales del correspondiente disco galaacutectico lo que implica que debido a sus claras liacuteneas de emisioacuten se transforman en un excelente medio para estudiar la rotatoria y cinemaacutetica de las galaxias Por otra parte las galaxias eliacutepticas y S0 rara vez muestran de forma prominente regionesH II Ello se debe a que se trata fundamentalmente de galaxias viejas y es poco el gas que les queda almacenado como para tener una fertilidad estelar significativa No obstante muestran deacutebiles nebulosas planetarias pero maacutes que todo son rasgos de muestra de la distancia a la que se encuentran
LIacuteNEAS DE IONIZACIOacuteN Y DE EMISIOacuteN
Como ya lo estudiamos anteriormente las regiones H II tienen un cierto tamantildeo alrededor de una fuente de ionizacioacuten que corresponde a un equilibrio formado por el flujo de fotones ionizantes por una parte con la tasa por el cual el plasma se puede enfriar y los electrones ionizados puedan recombinarse con los protones por otra Ahora si la tasa de ionizacioacuten es mayor que la de recombinacioacuten el plasma se ionizaraacute casi en su totalidad En esos casos estudios que se han realizado han sentildealado que menos del uno por ciento del hidroacutegeno aglomerado en esas tiacutepicas regiones no es afectado por la ionizacioacuten A continuacioacuten insertamos fotografiacuteas de tres galaxias espirales en las cuales se muestra el comportamiento que hemos descrito sobre las regiones H II
Figura 03040301- Las fotografiacuteas de arriba muestra a tres galaxias espirales captadas en el ancho de banda del filtro rojo (paneles superiores) y a la luz de Hα (paneles inferiores) Las regionesH II se correlacionan notablemente con los espirales y anillo de la estructura de las galaxias El filtro rojo es muchiacutesimo maacutes sensitivo a la distribucioacuten general de viejas estrellas mientras que por su parte el filtro Hα destaca los sitios de estrellas joacutevenes donde forman regiones
Es importante tener presente en estos estudios que lo fotones ultravioletas por debajo de una longitud de onda de λ = 912 Aring tienen la suficiente energiacutea como para ionizar el hidroacutegeno quitando al electroacuten Eventualmente el electroacuten se recobra pero dado que el gas interestelar tiene una muy baja densidad el proceso de recuperacioacuten puede durar horas Las estrellas maacutes caliente son las fuentes emisoras de fotones UV por excelencia necesario para ionizar el gas Estrellas como las de los tipos O o B y tambieacuten las enanas blancas son las principales a considerar Las temperaturas que se pueden dar en las estrellas O o B va desde 11000 a los 50000 ordm C mientras que las enanas blancas pueden alcanzar cifras bastante mayores en la temperatura de su superficie El mecanismo que conduce a las liacuteneas de emisioacuten es la recombinacioacuten como lo podemos apreciar en el graacutefico que
vamos a insertar maacutes abajo Las importantes a considerar entre otras son Hα a 6563 Aring [NII] a 6583 Aring [OII] a
3726 y [OIII] a 4959 y 5007 Aring
Figura 03040302- Los grafos muestran el espectro de una tiacutepica nebulosa planetaria NGC 1501 y muestran muchas estrechas liacuteneas de emisioacuten de H C O y HeFuente Stanghellini Kaler y Shaw AampA 291 604
En el graacutefico de la figura 03040302 se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes ldquo[ ]rdquo que estaacuten indicando que se trata de liacuteneas conocidas normalmente como ldquoprohibidasrdquo ya que pueden ser observadas solamente bajo condiciones de una muy deacutebil densidad En laboratorio los plasmas que se usan en las investigaciones son generalmente de tan alta densidad que ese tipo de liacuteneas son inobservables ya que se generan de energiacuteas producidas a nivel de la superficie de la Tierra y por ello comportan una alta estabilidad y un largo curso de vida Para los astrofiacutesicos que orientan sus trabajos de investigacioacuten para dilucidar las formas en que nacen las estrellas las liacuteneas de emisioacuten constituyen un excelente medio para obtener diagnoacutesticos sobre las condiciones fiacutesicas del gas aglomerado en las nebulosas planetarias En efecto en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las liacuteneas son
termosensibles mientras que los [ O II ] y [ S II ] entre 6716 y 6731 Aring son maacutes sensibles a la densidad del electroacuten Lo anterior es debido a que las uacuteltimas de las liacuteneas son emitidas a diversos niveles pero con casi la misma energiacutea de excitacioacuten Lo importante es que el cociente que se obtenga sea un diagnoacutestico del proceso de las excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se estaacute estudiando Ahora en cuanto los plasmas que se pueden hallar a estaacutendares terrestres resultan bastante delgados con densidades de partiacuteculas que van desde los 10 a los 106 cm-3
Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en las nebulosas planetarias las observaciones que se efectuacutean en longitudes de ondas de radio ya que en esas frecuencias estas regiones del espacio emiten tiacutepicas radiaciones bremsstrahlung lo que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes del gas de las correspondientes nubes
Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
helio oxiacutegeno carbono calcio silicio hierro etc Imaacutegenes tomadas a un rango de luz de Hα 6583 Aring (o sea a la
liacutenea α de la serie de Balmer) han demostrado con mucha claridad a regiones H II ello debido a que mucha de la luz visible emitida en esas regiones galaacutecticas es generada dentro del rango de esa liacutenea Por consiguiente las regiones H II aparecen en imaacutegenes de color tiacutepicamente rosaacuteceas En las galaxias que maacutes se han hallado regiones H II son en las espirales en especial en los brazos de eacutestas donde las joacutevenes estrellas son ricas en proporcionar fotones ultravioletas que son necesarios para ionizar el gas Las maacutes prominentes estrellas que habitan esas regiones galaacutecticas son las recieacuten nacidas por consiguiente calientes Alguna de esas regiones contiene un nuacutemero maacutes que significativo de esas estrellas cuya produccioacuten de energiacutea pude ionizar una fraccioacuten importante del gas de una galaxia Por otro lado las estrellas que se van formando en las galaxias en lugares fuera de los espirales en su andar por el inicio de la vida estelar se van asociando a los brazos espirales del correspondiente disco galaacutectico lo que implica que debido a sus claras liacuteneas de emisioacuten se transforman en un excelente medio para estudiar la rotatoria y cinemaacutetica de las galaxias Por otra parte las galaxias eliacutepticas y S0 rara vez muestran de forma prominente regionesH II Ello se debe a que se trata fundamentalmente de galaxias viejas y es poco el gas que les queda almacenado como para tener una fertilidad estelar significativa No obstante muestran deacutebiles nebulosas planetarias pero maacutes que todo son rasgos de muestra de la distancia a la que se encuentran
LIacuteNEAS DE IONIZACIOacuteN Y DE EMISIOacuteN
Como ya lo estudiamos anteriormente las regiones H II tienen un cierto tamantildeo alrededor de una fuente de ionizacioacuten que corresponde a un equilibrio formado por el flujo de fotones ionizantes por una parte con la tasa por el cual el plasma se puede enfriar y los electrones ionizados puedan recombinarse con los protones por otra Ahora si la tasa de ionizacioacuten es mayor que la de recombinacioacuten el plasma se ionizaraacute casi en su totalidad En esos casos estudios que se han realizado han sentildealado que menos del uno por ciento del hidroacutegeno aglomerado en esas tiacutepicas regiones no es afectado por la ionizacioacuten A continuacioacuten insertamos fotografiacuteas de tres galaxias espirales en las cuales se muestra el comportamiento que hemos descrito sobre las regiones H II
Figura 03040301- Las fotografiacuteas de arriba muestra a tres galaxias espirales captadas en el ancho de banda del filtro rojo (paneles superiores) y a la luz de Hα (paneles inferiores) Las regionesH II se correlacionan notablemente con los espirales y anillo de la estructura de las galaxias El filtro rojo es muchiacutesimo maacutes sensitivo a la distribucioacuten general de viejas estrellas mientras que por su parte el filtro Hα destaca los sitios de estrellas joacutevenes donde forman regiones
Es importante tener presente en estos estudios que lo fotones ultravioletas por debajo de una longitud de onda de λ = 912 Aring tienen la suficiente energiacutea como para ionizar el hidroacutegeno quitando al electroacuten Eventualmente el electroacuten se recobra pero dado que el gas interestelar tiene una muy baja densidad el proceso de recuperacioacuten puede durar horas Las estrellas maacutes caliente son las fuentes emisoras de fotones UV por excelencia necesario para ionizar el gas Estrellas como las de los tipos O o B y tambieacuten las enanas blancas son las principales a considerar Las temperaturas que se pueden dar en las estrellas O o B va desde 11000 a los 50000 ordm C mientras que las enanas blancas pueden alcanzar cifras bastante mayores en la temperatura de su superficie El mecanismo que conduce a las liacuteneas de emisioacuten es la recombinacioacuten como lo podemos apreciar en el graacutefico que
vamos a insertar maacutes abajo Las importantes a considerar entre otras son Hα a 6563 Aring [NII] a 6583 Aring [OII] a
3726 y [OIII] a 4959 y 5007 Aring
Figura 03040302- Los grafos muestran el espectro de una tiacutepica nebulosa planetaria NGC 1501 y muestran muchas estrechas liacuteneas de emisioacuten de H C O y HeFuente Stanghellini Kaler y Shaw AampA 291 604
En el graacutefico de la figura 03040302 se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes ldquo[ ]rdquo que estaacuten indicando que se trata de liacuteneas conocidas normalmente como ldquoprohibidasrdquo ya que pueden ser observadas solamente bajo condiciones de una muy deacutebil densidad En laboratorio los plasmas que se usan en las investigaciones son generalmente de tan alta densidad que ese tipo de liacuteneas son inobservables ya que se generan de energiacuteas producidas a nivel de la superficie de la Tierra y por ello comportan una alta estabilidad y un largo curso de vida Para los astrofiacutesicos que orientan sus trabajos de investigacioacuten para dilucidar las formas en que nacen las estrellas las liacuteneas de emisioacuten constituyen un excelente medio para obtener diagnoacutesticos sobre las condiciones fiacutesicas del gas aglomerado en las nebulosas planetarias En efecto en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las liacuteneas son
termosensibles mientras que los [ O II ] y [ S II ] entre 6716 y 6731 Aring son maacutes sensibles a la densidad del electroacuten Lo anterior es debido a que las uacuteltimas de las liacuteneas son emitidas a diversos niveles pero con casi la misma energiacutea de excitacioacuten Lo importante es que el cociente que se obtenga sea un diagnoacutestico del proceso de las excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se estaacute estudiando Ahora en cuanto los plasmas que se pueden hallar a estaacutendares terrestres resultan bastante delgados con densidades de partiacuteculas que van desde los 10 a los 106 cm-3
Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en las nebulosas planetarias las observaciones que se efectuacutean en longitudes de ondas de radio ya que en esas frecuencias estas regiones del espacio emiten tiacutepicas radiaciones bremsstrahlung lo que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes del gas de las correspondientes nubes
Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
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Figura 03040301- Las fotografiacuteas de arriba muestra a tres galaxias espirales captadas en el ancho de banda del filtro rojo (paneles superiores) y a la luz de Hα (paneles inferiores) Las regionesH II se correlacionan notablemente con los espirales y anillo de la estructura de las galaxias El filtro rojo es muchiacutesimo maacutes sensitivo a la distribucioacuten general de viejas estrellas mientras que por su parte el filtro Hα destaca los sitios de estrellas joacutevenes donde forman regiones
Es importante tener presente en estos estudios que lo fotones ultravioletas por debajo de una longitud de onda de λ = 912 Aring tienen la suficiente energiacutea como para ionizar el hidroacutegeno quitando al electroacuten Eventualmente el electroacuten se recobra pero dado que el gas interestelar tiene una muy baja densidad el proceso de recuperacioacuten puede durar horas Las estrellas maacutes caliente son las fuentes emisoras de fotones UV por excelencia necesario para ionizar el gas Estrellas como las de los tipos O o B y tambieacuten las enanas blancas son las principales a considerar Las temperaturas que se pueden dar en las estrellas O o B va desde 11000 a los 50000 ordm C mientras que las enanas blancas pueden alcanzar cifras bastante mayores en la temperatura de su superficie El mecanismo que conduce a las liacuteneas de emisioacuten es la recombinacioacuten como lo podemos apreciar en el graacutefico que
vamos a insertar maacutes abajo Las importantes a considerar entre otras son Hα a 6563 Aring [NII] a 6583 Aring [OII] a
3726 y [OIII] a 4959 y 5007 Aring
Figura 03040302- Los grafos muestran el espectro de una tiacutepica nebulosa planetaria NGC 1501 y muestran muchas estrechas liacuteneas de emisioacuten de H C O y HeFuente Stanghellini Kaler y Shaw AampA 291 604
En el graacutefico de la figura 03040302 se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes ldquo[ ]rdquo que estaacuten indicando que se trata de liacuteneas conocidas normalmente como ldquoprohibidasrdquo ya que pueden ser observadas solamente bajo condiciones de una muy deacutebil densidad En laboratorio los plasmas que se usan en las investigaciones son generalmente de tan alta densidad que ese tipo de liacuteneas son inobservables ya que se generan de energiacuteas producidas a nivel de la superficie de la Tierra y por ello comportan una alta estabilidad y un largo curso de vida Para los astrofiacutesicos que orientan sus trabajos de investigacioacuten para dilucidar las formas en que nacen las estrellas las liacuteneas de emisioacuten constituyen un excelente medio para obtener diagnoacutesticos sobre las condiciones fiacutesicas del gas aglomerado en las nebulosas planetarias En efecto en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las liacuteneas son
termosensibles mientras que los [ O II ] y [ S II ] entre 6716 y 6731 Aring son maacutes sensibles a la densidad del electroacuten Lo anterior es debido a que las uacuteltimas de las liacuteneas son emitidas a diversos niveles pero con casi la misma energiacutea de excitacioacuten Lo importante es que el cociente que se obtenga sea un diagnoacutestico del proceso de las excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se estaacute estudiando Ahora en cuanto los plasmas que se pueden hallar a estaacutendares terrestres resultan bastante delgados con densidades de partiacuteculas que van desde los 10 a los 106 cm-3
Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en las nebulosas planetarias las observaciones que se efectuacutean en longitudes de ondas de radio ya que en esas frecuencias estas regiones del espacio emiten tiacutepicas radiaciones bremsstrahlung lo que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes del gas de las correspondientes nubes
Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
Figura 03040302- Los grafos muestran el espectro de una tiacutepica nebulosa planetaria NGC 1501 y muestran muchas estrechas liacuteneas de emisioacuten de H C O y HeFuente Stanghellini Kaler y Shaw AampA 291 604
En el graacutefico de la figura 03040302 se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes ldquo[ ]rdquo que estaacuten indicando que se trata de liacuteneas conocidas normalmente como ldquoprohibidasrdquo ya que pueden ser observadas solamente bajo condiciones de una muy deacutebil densidad En laboratorio los plasmas que se usan en las investigaciones son generalmente de tan alta densidad que ese tipo de liacuteneas son inobservables ya que se generan de energiacuteas producidas a nivel de la superficie de la Tierra y por ello comportan una alta estabilidad y un largo curso de vida Para los astrofiacutesicos que orientan sus trabajos de investigacioacuten para dilucidar las formas en que nacen las estrellas las liacuteneas de emisioacuten constituyen un excelente medio para obtener diagnoacutesticos sobre las condiciones fiacutesicas del gas aglomerado en las nebulosas planetarias En efecto en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las liacuteneas son
termosensibles mientras que los [ O II ] y [ S II ] entre 6716 y 6731 Aring son maacutes sensibles a la densidad del electroacuten Lo anterior es debido a que las uacuteltimas de las liacuteneas son emitidas a diversos niveles pero con casi la misma energiacutea de excitacioacuten Lo importante es que el cociente que se obtenga sea un diagnoacutestico del proceso de las excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se estaacute estudiando Ahora en cuanto los plasmas que se pueden hallar a estaacutendares terrestres resultan bastante delgados con densidades de partiacuteculas que van desde los 10 a los 106 cm-3
Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en las nebulosas planetarias las observaciones que se efectuacutean en longitudes de ondas de radio ya que en esas frecuencias estas regiones del espacio emiten tiacutepicas radiaciones bremsstrahlung lo que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes del gas de las correspondientes nubes
Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
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- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
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Figura 03020403- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelacioacuten El Unicornio (Monoceros) tomada desde las emisiones de luz de Hα [ O III ] y [ S II ] (rojo verde y azul) La nebulosa Resetta es una prominente regioacuten de la formacioacuten de estrellas Es intensamente brillante debido a las emisiones de luz UV de las estrellas joacutevenes calientes y azules cuyos vientos tambieacuten despejaron el agujero centralFuente T A Rector B Wolpa M Hanna
Por otra parte las mediciones que se efectuacutean sobre la potencia que presentan las liacuteneas entregan una rica informacioacuten sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales lo que permite con ello estudiar la composicioacuten del ISM Por otro lado la forma que adquieren las liacuteneas tambieacuten ofrece una importante informacioacuten relacionada sobre las condiciones cinemaacuteticas de la nebulosa en estudio puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados Una alta resolucioacuten espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a continuacioacuten Las regiones de cualquiera de los puntos del centro corresponden a corrimientos al rojo y azul concernientes a lugares centrales de la galaxia
Figura 03040304- A la izquierda se presenta una imagen de una galaxia espiral con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos A la derecha una angosta liacutenea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Aring La rotacioacuten de la galaxia se estima en las liacuteneas de emisioacuten de Hα en 6563 Aring (la liacutenea maacutes brillante) asiacute como de otras liacuteneas maacutes deacutebiles que reflejan emisiones de esa regioacuten debido a la presencia de [ N II ] Las regiones H II aparecen rojizas en las imaacutegenes originales y de mayor resolucioacuten debido a la prominencia de liacuteneas de Hα en la zona roja del espectro
LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES
Los complejos de joacutevenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas planetarias son los que finalmente forman las regiones Uno de los ejemplos maacutes destacados a considerar es el que se distingue en la nebulosa de Orioacuten que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo En la figura 03040305 que vamos a insertar maacutes abajo se muestra a la regioacuten central de esta nebulosa la cual frente a la observacioacuten oacuteptica aparece casi desprovista de estrellas pero cuando la visioacuten se enfoca en infrarrojo se ha
podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
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- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
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podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje Eso del polvo tipo blindaje por lo que se observa se trata de un hecho bastante comuacuten en las estrellas que forman regiones La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un rango bajo de masa ( ~ 05 M ) Por su parte los partos estelares de masivas estrellas ( M gt M ) no son muchos pero sin embargo juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones puesto que son las que proporcionan el grueso de los fotones UV ionizados los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 104
ordmK Tambieacuten las recieacuten nacidas grandes y masivas estrellas pueden llegar a despejar una parte importante de elementos circundantes ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de siacute mismas exponiendo al resto de las que se habiacutean formado recientemente y coartando la formacioacuten de nuevas estrellas Ahora como se trata de masivas estrellas su vida estelar es breve ya que queman combustible a una altiacutesima tasa y eventualmente terminan su existencia como supernovas las cuales inyectan enormes cantidades de energiacutea e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ordmK Por otra parte aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones alcanzan dimensiones que van desde los 10-3 pc a varios cientos de pc Por su parte las partiacuteculas tienen densidades que van desde los gt 106 cm-3 en las bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II En la figura 03040301 mostramos a tres galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα en ellas se puede observar como los brazos espirales cercanos y otras caracteriacutesticas cinemaacuteticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones
Figura 03040305- Imaacutegenes oacutepticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orioacuten donde se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la longitud de onda oacutepticaFuente HST
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
Figura 03040306- Una regioacuten H II muy grande de formacioacuten de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363Fuente HST
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS
Las nebulosas planetarias (NP) son pequentildeas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella central enana blanca muy caliente Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la evolucioacuten estelar Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y caracteriacutesticas Fueron descubiertas en 1785 por Herschell el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son observadas a traveacutes de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas En nuestra galaxia se conocen algo maacutes de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas tambieacuten han sido reconocidas en galaxias cercanas Tanto las temperaturas como las densidades y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas planetarias pueden ser derivadas con bastante facilidad La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y por ende tambieacuten poder medir su temperatura estimando con ello el flujo de luz UV que produce Este flujo es entonces el que calienta la nebulosa y a las varias liacuteneas de emisioacuten que son las que se usan para poder derivar las densidades y temperaturas de los electrones y finalmente la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en el gas de la NP
NEBULOSAS PLANETARIASLa mayoriacutea de las nebulosas planetarias son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galaacutecticos siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco Sin embargo en los halos galaacutecticos las NP como era de esperar son bastante pobres en metales No obstante sobre lo anterior puede haber diferencias interesantes El helio el carbono y el oxiacutegeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de la estrella que le dio vida a la NP ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusioacuten nuclear de la estrella madre Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie lo que les permite mezclarse con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja y ser expelidos hacia el gas circundante para posteriormente aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de desarrollo
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
En las paacuteginas precedentes de este capiacutetulo III hemos intentado describir el ambiente fiacutesico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galaacutecticos que reuacutenen las condiciones para promover la gestacioacuten de estrellas como son los llamados medios interestelares Empecemos sentildealando que la mayoriacutea de los astrofiacutesicos y astroacutenomos tienen la conviccioacuten de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en esos medios Que esas nubes estaacuten formadas de gas y polvo El gas es como ya lo estudiamos predominantemente hidroacutegeno molecular H2 aunque contienen ademaacutes CO H2O y moleacuteculas maacutes complejas como alcoholes y formaldehiacutedos Ahora al margen de los que hemos descrito sobre las caracteriacutesticas que se van dando en ese tipo de nubes para comenzar el proceso de formacioacuten estelar las regiones maacutes densas colapsan y se fragmentan Las partiacuteculas se atraen por la gravedad y quieren colapsar hacia el centro de las regiones maacutes densas La presioacuten del gas se opone a este colapso y por ello si queremos saber maacutes sobre como nacen las estrellas es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane y la nube puede formar una estrella Por ello a continuacioacuten iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias considerando eso siacute que las nubes moleculares son inhomogeneas y existen otras variables como la rotacioacuten y los campos magneacuteticos que juegan un papel muy importante en decidir cuando y coacutemo colapsan las nubes
Ahora bien para poder estudiar cuando y coacutemo pueden colapsar las nubes interestelares para empezar a originar estrellas es necesario proceder a calcular el radio y la masa conocidos como de Jean del gas aglomerado en el cuacutemulo Para ello tenemos que partir primero intentar saber como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de las partiacuteculas del gas a una temperatura dada
Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energiacutea gravitatoria de una esfera y la energiacutea media cineacutetica de partiacuteculas de gas describiendo coacutemo solucionar una simple integral
03040401- La potencial energiacutea gravitacional de dos masas separadas por una distancia Para el caso consideremos la fuerza de gravedad que actuacutea entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r la cual expresamos de la siguiente manera
En que la energiacutea potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza Ahora si traemos una masa del infin para la distancia r ello nos da
Donde el signo menos nos estaacute sentildealando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional liacutemite 03040402- La potencial energiacutea gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R Para hallar la total potencial energiacutea gravitacional de una masiva uniforme esfera considerese para ello a una esfera inicial con un radio r Luego agreacuteguese una anular (fina cubierta esfeacuterica) a la esfera con densidad p y espesor dr La masa que contiene esa cubierta es
dM = 4 middot π middot rsup2 middot p middot dr
En cuanto al cambio diferencial de la energiacutea gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
Por lo tanto para poder constituir una esfera con radio R debemos proceder a una integracioacuten sobre la esfera completa
donde hemos substituido
03040403- Temperatura y energiacutea media proporcional de las partiacuteculas del gas Cualquier gas en equilibrio teacutermico tiene una una simple relacioacuten entre la media de la energiacutea por partiacuteculas y su propia temperatura global lo que aquiacute lo expresamos de la siguiente manera
donde kb es la constante de Boltzmann Como un ejemplo de lo anterior la energiacutea media en eV por partiacuteculas de gas a la temperatura ambiente es
030404-01- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa Una nebulosa con un radio R una masa M y una temperatura T colapsaraacute para formar una estrella si su energiacutea total es lt 0 es decir (en valores absolutos) si la energiacutea potencial es mayor que la energiacutea teacutermica de la nebulosa
donde
en que N es el nuacutemero total de partiacuteculas de la nebulosa Si se asume una temperatura isoteacutermica y una densidad p constante para la nebulosa podemos hallar el punto criacutetico del radio (radio de Jean) en el cual la nebulosa de derrumbaraacute
pero el nuacutemero de las partiacuteculas de gas puede ser expresado como sigue
donde m es la masa promedio por partiacutecula en la nebulosa asumiendo que corresponde a hidroacutegeno Por lo tanto
Ahora resolviendo R ello da
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
Si se considera que la nube molecular interestelar estaacute constituida en su gran mayoriacutea por hidroacutegeno m ~ mH entonces se puede asumir a las constantes de la siguiente manera
Consideremos un ejemplo Las nebulosas moleculares interestelares por lo general tienen una densidad de n ~ 10sup3 ndash 104 atom cmndashsup3 y una temperatura de 30ordm K y su radio de colapso estaacute dado por
La gama de tamantildeos que hemos expresado inmediatamente arriba es bastante tiacutepica en regiones colapsadas de nebulosas como la que se muestra a la derecha en procesos de formacioacuten de estrellas
030404-02- La masa de Jean y el colapso gravitatorio Anteriormente hemos sentildealado que las observaciones muestran que aparentemente las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares Es obvio para un cientiacutefico pensar sobre que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que permanentemente intenta contraer el gas aglomerado en las nebulosas pueda ser superada por la fuerza de eacuteste que intenta expandirse Para que lo anterior se de los experimentos y la experiencia indican que el gas debe conformar una masa criacutetica sobre la cual la nebulosa se derrumbaraacute A esa masa criacutetica se le denomina laquomasa de Jeanraquo la cual podemos expresar de la siguiente manera
donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa mH a la masa del aacutetomo de hidroacutegeno y micro a la media del peso atoacutemico del hidroacutegeno en relacioacuten con el material de la nebulosa Ahora mientras el derrumbamiento procede la nebulosa puede irradiar hacia puntos distantes potencial energiacutea gravitatoria lo que puede implicar que en un breve o largo plazo de tiempo una nebulosa de masa maacutes pequentildea puede exceder la masa de Jean producto de la maacutes alta densidad alcanzada Asiacute las fracciones de la nebulosa y estos grupos pueden alternadamente hacer fragmentos En ese proceso los maacutes pequentildeos de esos fragmentos que se encuentra inhabilitados para poder irradiar energiacutea hacia otros lugares y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj raacutepidamente colapsan En consecuencias de una nebulosa molecular interestelar se forman otras maacutes pequentildeas que van generando grandes estrellas de corta vida otras semejantes al Sol y tambieacuten enanas cafeacute o marrones Ahora bien esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es faacutecil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos presentado para el radio de Jean
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
tomando las constantes y la expresioacuten MJ nos da
y asiacute tenemos
Ahora si miramos en masas solares entonces tenemos
030404-03- Caracteriacutesticas del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean La aceleracioacuten ( fuerza por u y masa) percibida por una partiacutecula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa R radio) es
En consecuencia las caracteriacutesticas del tiempo en laquocaiacuteda libreraquo de la masa para desplomarse hacia el centro es
Por otra parte en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las caracteriacutesticas del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean solamente se considera su densidad total no su tamantildeo Tambieacuten para llegar a ese resultado no se considera ni el momentum angular (rotacioacuten) ni el campo magneacutetico el cual pondraacute resistencia al derrumbe alargando con ello el tiempo para el colapso El tiempo de laquocaiacuteda libreraquo que hemos dado en nuestra descripcioacuten matemaacutetica de arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa se debe entender que se ubica en el liacutemite maacutes bajo de un caacutelculo para el tiempo de
colapso ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10sup3 cm-sup3 el tiempo que tomaraacute en colapsar sin considerar la rotacioacuten y campo magneacutetico es el siguiente
n = 2 middot 10sup3 middot cm-sup3 --- τ ff(n) = 224 middot 106antilde
030404_01- Los efectos de la rotacioacuten Si la nube rota como ya anteriormente lo enunciamos el momentum angular se conserva lo cual afecta el colapso Para poder comprender mejor este efecto lo vamos a estudiar en teacuterminos de partiacuteculas aglomeradas en la nebulosa molecular que estariacutea en condiciones de derrumbarse Dado lo anterior es que partimos expresando que
Que el momentum de inercia de una esfera es
La conservacioacuten del momentum
En que la fuerza de una partiacutecula a una distancia r es como asiacute mismo la aceleracioacuten es
o sea es menor que ω = 0
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
En consecuencia como ya lo habiacuteamos mencionado el efecto de rotacioacuten tiende a frenar el colapso
Ahora si entonces tenemos
con
donde es la fraccioacuten colapsante previa de la nebulosa antes que la rotacioacuten pase a ser la dominante No obstante el colapso en los polos continuacutea en un proceso de achatamiento acompantildeado de la formacioacuten de un disco 030404_02- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar Durante el derrumbe de una nube molecular eacutesta pierde la totalidad de su energiacutea la cual se irradia lejos de su alcance Al producirse ese fenoacutemeno naturalmente que emite luz y para determinar su luminosidad en funcioacuten del tiempo los astrofiacutesicos concurren al Teorema Del Virial el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se relaciona la energiacutea cineacutetica con la energiacutea potencial adquiriendo equilibrio para t raquo1
0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)
Por su parte la energiacutea total es constante
en que la energiacutea de un estado ligado es negativa en consecuencia es necesario que su energiacutea se incremente para romperlo En cambio para un sistema aislado las energiacuteas potenciales y cineacutetica tienen una relacioacuten cercana
lo anterior significa que la frac12 del cambio corresponde al resultado de la energiacutea potencial ingravitacional provocado por el incremento del movimiento de las partiacuteculas y la otra mitad a la irradiacioacuten de la energiacutea causada por el calentamiento del gas Dado lo que hemos expresado inmediatamente arriba entonces tenemos
Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE dt
Ahora dado que la frac12 de esta cantidad se pierde en la radiacioacuten energeacutetica la luminosidad de la nube es
calcular dR dt = V(t) no es faacutecil no obstante se puede estimar un promedio usando el tiempo de caiacuteda libre y el radio inicial de Jean
Asiacute
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
Dado lo que hemos descrito hasta aquiacute coloqueacutemonos un ejemplo Supongaacutemonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50ordm K Para desarrollar nuestro trabajo necesitamos saber iquestCuaacutel es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc) cuaacutel es el tiempo de colapso (antildeos) y cuaacutel es el promedio de luminosidad al derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)
Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente deacutebil lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo que hemos venido estudiando A esas regiones muchas veces se les denomina como gloacutebulos de Bok y uno de ello lo podemos apreciar en la imagen de abajo Para estudiarlos es necesario usar telescopios infrarrojos ya que su temperatura es muy baja
En las secciones anteriores hemos citado coacutemo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formacioacuten de nuevas estrellas En esas paacuteginas mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezariacutea la formacioacuten de una nueva estrella No hemos dicho empieza por que no estaacute tan claro entre los astrofiacutesicos cuaacutendo ni por queacute se origina la formacioacuten de una nueva estrella Ya anteriormente mencionamos que nunca hemos podido observar propiamente tal el nacimiento de una estrella Lo que vemos habitualmente a traveacutes de los instrumentos que se disponen es la emisioacuten de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cuacutemulos planetarios Recordemos que los cuacutemulos planetarios no son entes estelares faacuteciles de observar ya que permanentemente se encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observacioacuten oacuteptica de las zonas de regiones de nacimientos de estrellas Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a traveacutes de observaciones de radio Antes de entrar a la descripcioacuten teoacuterica de lo que puede ser una protoestrella vamos a proceder a efectuar una explicacioacuten descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y coacutemo es posible que se formen en ellas nuevas estrellas con el objetivo de que aquellos lectores que no tienen una formacioacuten en fiacutesica y de su formalismo matemaacutetico puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora Hemos sentildealado anteriormente que en principio las nubes moleculares estaacuten en equilibrio de fuerzas Dentro de esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia entre otras se pueden considerar como maacutes importantes las siguientes
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
Figura 03040501- Las principales fuerzas que actuacutean insertas en una nube molecular
1 Fuerzas expansivas
-- ndash Presioacuten hidrostaacutetica interna Generada por la densidad y temperatura de la nube --ndash Presioacuten por turbulencia --ndash Los movimientos sistemaacuteticos los cuales pueden ser provocados por la rotacioacuten de fuerzas centriacutefugas
2 Fuerzas compresoras
--ndash Presiones externas Eacutestas son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes --ndash La gravedad Aunque reuacutene ciertas diferencias no obstante es la fuerza compresora dominante
3 El campo magneacutetico
--- Como ya lo sentildealamos antes el campo magneacutetico tiende a oponerse a cualquier movimiento de partiacuteculas ya sean eacutestas de expansioacuten o contraccioacuten Su efecto es deacutebil ya que su fuerza soacutelo la ejerce sobre partiacuteculas ionizadas la que no corresponden a la mayoriacutea que se aglutinan en las nubes que son H2
Mencionamos anteriormente que casi no existen dudas entre los astrofiacutesicos de que una estrella comienza a formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida rompiendo el equilibrio que existiacutea al provocar el colapso de eacutestas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares Al derrumbarse la nube se incrementa su densidad y temperatura Ahora ese incremento es maacutes alto en su centro lo que eventualmente da a lugar a que empiece a formarse un nuevo objeto de caracteriacutesticas estelares A ese objeto que se forma en el centro de la nube que se ha derrumbado y que luego procederaacute a formarse en estrella se le conoce como protoestrella Dada la ubicacioacuten en la cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada cuyos vecinos maacutes cercanos son densas capas de polvo y gas es praacutecticamente imposible poder observarlas a la luz visible ya que cualquier luz de ese tipo que emitan es absorbida por ese material que las rodea Solamente se hacen visibles a la luz cuando en una fase evolutiva maacutes avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiacioacuten capaz de soplar limpiando de su entorno y enviaacutendolo lejos a la mayoriacutea del material que se encontraba rodeaacutendolas Hasta que no llegue a esa fase evolutiva una protoestrella solamente puede ser detectada a traveacutes de infrarrojo La luz que emite la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda calentaacutendolo y hacieacutendolo emitir en esa luz Con el tiempo los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR posiblemente nos entreguen importante informacioacuten para poder dilucidar definitivamente coacutemo se forman lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema planetario
Figura f_03040502- Las dos imaacutegenes de la izquierda fueron tomadas por los instrumentos de captacioacuten en
infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
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infrarrojo del IRAS un sateacutelite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas La primera de las imaacutegenes corresponde a la constelacioacuten de Orioacuten en la cual se conocen varias activas regiones de formacioacuten de estrellas La segunda es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi
Ahora bien para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas como ya lo estudiamos es necesario que la masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor criacutetico que como ya lo sentildealamos anteriormente se le denomina laquomasa de Jeanraquo que corresponde aproximadamente a unas 45 T(32)n(12) donde T es la temperatura y n es la densidad de moleacuteculas de gas Como se puede entender la miacutenima materia que se requiere para que se inicie la formacioacuten de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas Cuanto menor sea la masa de Jean maacutes faacutecil seraacute que se inicie la formacioacuten de una estrella Por lo que se ha logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar las estrellas tiende a formarse en la zona maacutes densa y friacutea de la nube Se puede concluir por lo que se sabe que la forma maacutes simple de romper el equilibrio inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas pero iquestcoacutemo podriacutea darse eso Una posibilidad es la explosioacuten de una supernova en las inmediaciones de la nube molecular Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontaacutenea a la masa criacutetica las nubes moleculares pueden estar en equilibrio como un todo pero producirse pequentildeos grumos locales en los que ese equilibrio se rompa
Figura 03040503- La imagen de la derecha corresponde a una protoestrella que estaacute comenzando a soplar lejos al gas y al polvo que la circunda a este tipo de astro estelar se les llama estrellas T-Tauri El polvo y gas que todaviacutea se conserva alrededor de la estrella todaviacutea irradia en el infrarrojo Se tienen evidencias de que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a un sistema planetarioLa luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera aproximacioacuten por
En resumen podemos definir que la formacioacuten de una protoestrella comienza de la siguiente manera Una concentracioacuten de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular fragmentaacutendose del resto Esa concentracioacuten se hace inestable y colapsa El material maacutes cerca del centro colapsa primero De ese colapso se forma una protoestrella con un disco alrededor rodeados del la envoltura de gas y polvo que todaviacutea continuacutea colapsando En ese proceso la mitad de la energiacutea liberada por el colapso va a disociar hidroacutegeno molecular y a
ionizar hidroacutegeno neutro Luego el colapso puede ser frenado por Tcoreuarr y Pcoreuarr Asiacute la opacidad crece y la
radiacioacuten soacutelo puede escapar en la superficie lo cual genera que Tuarr Debemos consignar que la formacioacuten de las estrellas por lo que se deduce de las observaciones no se produciriacutea de manera aislada sino en grupos lo que generariacutea los cuacutemulos que vemos de estrellas joacutevenes Un ejemplo de la formacioacuten de agrupaciones estelares joacutevenes son los cuacutemulos abiertos como las Pleacuteyades o RCW 38 (Fig 03040504 ) Lo anterior lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la foacutermula de la masa de Jean Cuando se inicia el colapso gravitatorio la densidad va aumentando por lo cual la masa criacutetica disminuye Ello puede implicar que la maza que comenzoacute a colapsarse puede posteriormente fragmentarse en varias partes cada una de
ellas con una masa criacutetica lo suficientemente densa como para proseguir colapsaacutendose individualmente Figura 03040504- Las dos imaacutegenes de la izquierda corresponden a cuacutemulos de estrellas joacutevenes La primera de ellas es una imagen oacuteptica de las
Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
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- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
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Pleacuteyades uno de los tantos cuacutemulos de estrellas joacutevenes En ella se pueden apreciar los restos de la nube molecular de la que se formaronLa imagen siguiente fue tomada por el telescopio de 82 m del Observatorio Cerro Paranal de la ESO en Chile En ella se puede observar un muy joven cuacutemulo abierto en el cual las estrellas todaviacutea se encuentran sumergidas en el polvo y gas del lugar donde se generaron Este cuacutemulo ha sido denominado como RCW 38 y se halla a unos 5000 al de la Tierra en la constelacioacuten La Vela Usualmente cuando se observan cuacutemulos abiertos de estrellas joacutevenes no se ve tanto el polvo como el gas porque las estrellas han tenido el suficiente tiempo como para soplarlos lejos o dispersarlos con la presioacuten de la radiacioacuten desde la nebulosa en la cual se formaron En este caso las estrellas son tan joacutevenes que todaviacutea estaacuten ocultando por el polvo En luz visible seriacutean oscurecidas por la materia circundante pero con el infrarrojo se puede penetrar el polvo mucho mejor y permite que el cuacutemulo abierto sea reflejado Es sabido que un gas que se contrae aumenta su temperatura y densidad a menos que pueda irradiar raacutepidamente energiacutea Para el caso de la formacioacuten de una estrella ese proceso soacutelo se produce en la primera fase del colapso gravitatorio Sin embargo en las uacuteltimas fases cuando la densidad del gas como del polvo es significativamente elevada la temperatura experimenta un aumentos substancial Cuando la protoestrella llega a una temperatura de unos 10000000ordm K comienzan las primitivas reacciones nucleares de fusioacuten que son la fuente de la propia energiacutea de una estrella En las primeras fusiones la protoestrella produce deuterio Esa
energiacutea causa un viento que frena y finalmente expulsa el material de la envoltura Ese viento es maacutes efectivo hacia los polos de la protoestrella ya que hacia el ecuador se opone el disco Poderosos chorros (jets) emergen de la protoestrella perpendiculares al disco causando ondas de choque con el gas externo Estos se denominan objetos
H-H (Herbig-Haro) En la medida que la temperatura sigue creciendo Pcoreuarr el colapso comienza a declinar y la protoestrella entra a la secuencia principal MS (main sequence o secuencia pre-principal) Pero hasta aquiacute todaviacutea no podemos hablar de una estrella Es muy obvio que la protoestrella siga creciendo antes de transformarse en una estrella En la medida que se va formando la gravedad la va contrayendo auacuten maacutes lo que implica que la temperatura se vaya acrecentando significativamente Es como si se estuviese inflando un neumaacutetico de bicicleta mientras maacutes se comprime el aire maacutes se calienta En el diagrama de Hertzsprung-Russell la andana grande del centro se llama la laquosecuencia principalraquo y es donde se ubican la mayoriacutea de las estrellas y viven la mayor parte de sus vidas Entremedio hay un periacuteodo de tiempo cuando se forman las protoestrellas y van alcanzando la secuencia principal al cual como ya lo mencionamos se le denomina como MS (main sequence o secuencia pre-principal) En el punto MS de la secuencia si bien las protoestrellas ya han producido deuterio por fusioacuten no obstante teacutecnicamente son entes estelares protoinmoacuteviles ya que todaviacutea se hallan en un periacuteodo de contraccioacuten sin haber llegado a la madurez en sus procesos de fusioacuten A este punto las estrellas todaviacutea se estaacuten contrayendo La secuencia pre-principal a la derecha muestra teoacutericas temperaturas versus posibles luminosidades de las protoestrellas en relacioacuten a una diversidad de masas Las protoestrellas de bajas masas durante sus procesos de contraccioacuten disminuyen su luminosidad llegando a ser opacas hasta que su energiacutea logra salir del enclaustramiento gravitatorio provocaacutendose con ello un incremento de sus temperaturas de superficies y de sus irradiaciones lumiacutenicas Por su parte Las protoestrellas de mayor masa tienen una opacidad bastante baja debido a que contienen una alta temperatura y expelen calor hacia fuera de sus superficies Encontraacutendose en ese estado las protoestrellas la presioacuten que se genera sobre su nuacutecleo les incrementa auacuten maacutes las temperatura y cuando eacutestas llegan a los 10000000ordm K se inicia la fusioacuten del hidroacutegeno Las reacciones nucleares producen maacutes energiacutea aumentan auacuten maacutes la temperatura del gas y el viento dominante fluye en todas direcciones desde la estrella todaviacutea rodeada por el disco Al final del proceso se reestablece el equilibrio las altas temperaturas hacen que la presioacuten hidrostaacutetica del gas (que tiende a expandirlo) compensen la fuerza de la gravedad (que tiende a contraerlo Ahora la protoestrella se ha convertido en una estrella Brilla con su propia luz El proceso que hemos descrito sobre la formacioacuten de una estrella partiendo desde una nube de gas no es tan expedito como pareciese En efecto la fuerza centriacutefuga impone ciertas restricciones al final del proceso que impiden que todo el gas en colapso forme parte de la nueva estrella directamente El gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse Esta conservacioacuten de momentum angular implica que al disminuir el tamantildeo de un cuerpo aumente su velocidad de rotacioacuten y por lo tanto la fuerza centriacutefuga que sufre El gas que va cayendo se encuentra una barrera centriacutefuga que frena momentaacuteneamente su colapso Lo anterior vamos a intentar profundizar un poco maacutes en la siguiente seccioacuten
En la seccioacuten anterior sentildealamos que el derrumbe del gas de una nube molecular no era expedito debido a las
dificultades que le iba colocando en el proceso la fuerza centriacutefuga Dijimos que el gas que comienza el colapso tiene una cierta cantidad de momentum angular (o cineacutetico) que siempre debe conservarse En otras palabras los sucesos que presenta la naturaleza durante el derrumbe de una nube molecular son algo maacutes complicados de lo que podriacutea entreverse en lo que hemos descrito hasta ahora Por ello al principio en esta seccioacuten nos abocaremos a estudiar que es el momentum angular referido al colapso del gas de una nube molecular
Si bien el momentum angular es parte de nuestra experiencia diaria para nuestro intereacutes aquiacute podemos definirlo como que en la naturaleza el hecho de que las leyes
fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
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- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
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fiacutesicas sean invariables bajo rotacioacuten ello implica la existencia de una cantidad asociada que se conserva El momentum estaacute relacionado con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones espaciales mientras esta nueva cantidad se relaciona con la invariabilidad de la naturaleza bajo traslaciones por un aacutengulo Por esta razoacuten se le llama laquomomentum angularraquo el cual juega un importante papel en procesos que van desde escalas atoacutemicas hasta escalas humanas Si lo anterior lo aplicamos a una nube molecular tenemos que concebir que todo el material de ella en su colapso no se va a derrumbar todo hacia el centro ya que una parte importante de eacutel estaraacute compuesto por componentes relacionados con rotaciones concernientes al centro de la nube Como se mueven adentro la velocidad de la rotacioacuten les impide su caiacuteda hacia la parte central
En consecuencia no todo el material colapsado de una nube molecular cae directamente sobre la protoestrella En vez de ello la mayor cantidad de eacutel se desploma acumulaacutendose primero en un disco extendido Luego ese material se calienta debido a las colisiones y asiacute convierte su momentum angular en energiacutea teacutermica Lo anterior permite que el material aglomerado en el disco se mueva y acreciente
En la figura de la izquierda se pueden observar a esos discos (color verde) girando alrededor de una joven estrella T-Tauri Este tipo de estrellas emiten flujos bipolares y jets como se pueden ver con color rojo en la figura Esos jets
pueden contener brillantes nudos conocidos como objetos laquoHerbig ndash Haro [HH]raquo los cuales pueden extenderse alcanzando enormes distancias
Mientras las estrellas joacutevenes prosiguen su formacioacuten con mucha frecuencia material se sigue aglomerando alrededor de ellas acrecentando un disco que las circunda Normalmente las nuevas estrellas tienen fuertes vientos solares asociados a sus nacientes reacciones nucleares y a la materia que tiende a posarse en sus superficies procedente de ese disco la cual es calentada y expedida como jets a lo largo de sus ejes de rotacioacuten Como esta eyeccioacuten de materia es dirigida al medio interestelar el gas que la compone procede a formar nebulosidades en los extremos opuestos a la orientacioacuten de los jets En la figura 03040603 que insertamos a continuacioacuten muestra una toma efectuada por el HST en la cual se puede ver una situacioacuten de esa naturaleza en las vecindades de la Nebulosa de Orioacuten
Fig 03040603- En la fotografiacutea de arriba se pueden apreciar dos brillantes nebulosidades que se mueven lejos de una protoestrella o de una joven estrella A esas brillantes nebulosidades se les denomina Objetos Herbig - Haro En la imagen la estrella responsable de los jets y de las nebulosidades ubicadas al final de los extremos de eacutestos se piensa que se encuentra oculta en el centro de eacutesta por remanentes de polvo oscuro Se estima que la longitud entre un extremos y otro de la imagen es de alrededor de un antildeo luz
En la figura 03020704 que presentamos a continuacioacuten el HST nos proporciona una dramaacutetica mirada del colapso de un disco circunestelar de polvo y gas construido por una estrella el cual podriacutea aportar los ingredientes necesarios para la formacioacuten de un sistema planetario En la fotografiacutea tambieacuten se pueden ver a unos jets de gas caliente profundamente concentrados dentro de varios sistemas embrionarios semejantes a una especie de sopletes de soldar y expeliendo igual que esas maacutequinas material encendido por las explosiones de la estrella a una velocidad de medio milloacuten de mph Esta y otras observaciones del Hubble han proporcionado nuevas luces para ayudar a hallar la respuesta a una pregunta central de la astrofiacutesica y astronomiacutea iquestCoacutemo de una tenue nube interestelar de polvo y gas se puede formar una estrella igual al Sol
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
Fig 03040604- En esta toma del Hubble se pude ver otro jet producido por una joven estrella designada como HH-47 La longitud que se le ha estimado a este jet es del orden de los 4800 millones de km el cual se origina desde una oculta estrella tapada por una nube de polvo cerca del borde derecho de la imagen La naturaleza torcida que presenta el jet sugiere que la estrella emisora se halla bamboleaacutendose en su eje de rotacioacuten posiblemente debido a la interaccioacuten de con otra estrella El objeto Herbig - Haro HH-47 se encuentra localizado a unos 1500 al de la Tierra al bode de la nebulosa La Goma la cual posiblemente sea un antiguo remanente de una supernova
Pero iquestqueacute son y coacutemo se producen los objetos Herbig ndash Haro Con la pretensioacuten de lograr un mejor entendimiento sobre lo que vamos a describir consideremos que los submarinos los volcanes las catapultas los motores de aviones jet y los quaacutesares astrofiacutesicos tienen en campo comuacuten lo siguiente son todos capaces de acelerar objetos ndash sean torpedos rocas misiles o gente ndash a velocidades extremadamente altas Los proyectiles son retrasados por la friccioacuten mientras intentan penetrar en sus entornos creando ondas de arco auges acuacutesticos y turbulentas estelas En nuestra galaxia la Viacutea Laacutectea sabemos ahora que cuenta con enjambres de ese tipo de proyectiles los llamados objetos Herbig ndash Haro en honor a los dos primeros cientiacuteficos que los investigaron Estos objetos que cohabitan en la galaxia tienen un movimiento de caracteriacutesticas baliacutesticas semejante al que ejerce una bala de cantildeoacuten La interrogante es iquestqueacute estaacuten haciendo en los lugares donde han sido detectados doacutende se hallan los objetos que abrieron fuego con ellos y por queacute los dispararon En los uacuteltimos tiempos los astroacutenomos han logrado detectar muchiacutesimos jets de estas balas interestelares en medio de estrechas franjas de corrientes de gas Como hemos visto a veces estos jets se hallan en simeacutetricos pares en cuyo centro la mayoriacutea de las veces no se hace visible el objeto emisor y en otras apenas es distinguible un cuerpo oscura semejante a una estrella Esos cuerpos son las protoestrellas de las cuales hemos hablado Cuando una estrella estaacute naciendo el momento es sentildealado por estampidas semejantes a redobles de fuego de cantildeones Esos jets que emiten las protoestrellas astrofiacutesicamente son espectaculares Lo anterior es obvio que nos lleve a una interrogante iquest Por queacute el nacimiento de una estrella tiene que estar acompantildeado por estos violentos acontecimientos Los trabajos teoacutericos que se han venido realizando en los uacuteltimos antildeos han llevado a los astrofiacutesicos a concluir que esos violentos sucesos son esenciales para que se puedan generar las estrellas Un estrella no se puede formar en aislamiento con facilidad debido a la conservacioacuten de su momentum angular ya que girariacutea tan raacutepidamente que se enrollariacutea asimisma imposibilitando su derrumbe Por ello se piensa que los jets y las balas u objetos HH seriacutean los que llevan hacia a fuera el momentum angular de la naciente estrella durante la uacuteltima etapa del colapso de su materia gestora Las estrellas ndash muchas como nuestro propio Sol ndash como ya lo mencionamos nacen en gruesas y polvorientas nubes Por ello se piensa que las balas u objetos HH son generalmente expulsadas soacutelo por un lado de la naciente estrella Los HH se mueven lejos de nuestros sitios de observacioacuten y al penetrar en las profundidades de la nube se mantienen ocultos Sin embargo los humanos cuentan en la actualidad con instrumentos capaces de penetrar en la observacioacuten las polvorientas capas ocultadoras de esas balas de emisioacuten estelar Los telescopios equipados con caacutemaras fotograacuteficas infrarrojas son uno de ellos Perioacutedicas observaciones realizadas por varios antildeos han detectado a objetos HH movieacutendose como balas a centenares de kiloacutemetros por segundo Aquiacute se abre una nueva interrogante iquest Coacutemo pueden sobrevivir las moleacuteculas a tales velocidades sin despedazarse en sus trayectorias y cuaacutel es el proceso que se da en la nube molecular y protoestrella para hacer retornar a los objetos HH desde la lejana nubosidad donde llegaron como lo hemos visto en las fotografiacuteas que hemos expuesto Cuando se halle la respuesta a esa interrogante no soacutelo se cumpliriacutea con el objetivo medular de la investigacioacuten que es el de conocer mejor a nuestro universo sino que tambieacuten podriacuteamos encontrar una muy buena contribucioacuten para nuestras necesidades de controlar los recursos energeacuteticos y de poder viajar en vuelos aeacutereos maacutes raacutepidos Pero claro estaacute que mientras se forma una estrella no todo lo que hasta ahora hemos relatado es lo que va sucediendo en su gestacioacuten Hemos sentildealado que como consecuencia de la conservacioacuten del momentum angular en la primera fase de formacioacuten estelar tendremos una protoestrella central Esta protoestrella mientras continua su camino a convertirse en estrella se va rodeando de un disco de gas y polvo del cual no soacutelo salen las balas u objetos que hemos descrito sino que tambieacuten su material rota alrededor del nonato astro estelar Se cree que estos discos son los precursores de nuevos sistemas planetarios por lo que se llaman laquodiscos protoplanetariosraquo Algunos de estos discos se han sido fotografiados por el Habble En la ilustracioacuten animada de la derecha que fue extraiacuteda de una toma del HST del objeto HH - 30 no soacutelo aparece representado el mencionado disco sino que tambieacuten los jets y balas que hemos descrito anteriormente En observaciones por radio pueden verse por ejemplo a estrellas joacutevenes comportando maacuteseres de agua En la figura 03040606 vemos un ejemplo de uno de estos discos con un tamantildeo aproximado al del sistema solar
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
Como cualquier ente en gestacioacuten la protoestrella central sigue creciendo en la medida que engulle material del circunestelar disco que la rodea en un proceso que se denomina laquoacrecimientoraquo Pero para que lo anterior pueda ocurrir de alguna forma debe ser compensado el momentum angular que se perderiacutea debido a la cantidad de masa engullida por la protoestrella Una de las formas para conseguirlo como lo estudiamos al principio de esta seccioacuten es expulsar materia a traveacutes de jets a gran velocidad en simultaneidad al acrecimiento El material que ha sido expulsado a traveacutes de los jets va emitiendo vientos ionizados que son detectados por las laquoradiaciones de frenadoraquo que ellos mismos generan y captadas en observaciones de radio En la imagen de la figura 03040606 estos jets estaacuten indicados con una flecha Tambieacuten en la figura animada de la derecha se puede apreciar un jet graficado en forma perpendicular al disco
Fig03040606- La imagen de la izquierda muestra a una distribucioacuten de maacutesares de agua en un disco protoplanetario ubicado en NGC 2071 en una toma realizada por el VLA El disco tiene una configuracioacuten casi compacta y procede de la estrella central A la derecha una ilustracioacuten del Sistema Solar con casi la misma escala que la imagen del disco pero apta para su comparacioacuten
Ahora bien el viento que es expulsado a su vez empuja el gas circundante que rodea a la joven estrella en un proceso que se conoce como laquoflujo molecularraquo Estos procesos habitualmente son detectados mediante efecto Doppler en liacuteneas moleculares como las de CO o HCO+ y en muchos casos se observa un alto grado de colimacioacuten
Para resumir diremos que bajo circunstancias especiales nace una estrella y una cantidad de materia se une y transforma generando una cantidad de energiacutea por miles de millones de antildeos al final de su existencia explota y de los mismos restos de ella y en circunstancias especiales las cuales deben de presentarse quizaacutes al paso tambieacuten de miles de millones de antildeos nace de nuevo una nueva estrella
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
entonces la energiacutea de estas se renueva y esto gracias a las circunstancias especiales y de nuevo la energiacutea aparece los mecanismos son los mismos ya que la fuerza de la gravedad es el motor de la creacioacuten de estas nuevas estrellas Por lo tanto una cantidad de materia bajo circunstancias especiales inicia combustioacuten en una forma de energiacutea en este caso la nueva estrella cuando estas circunstancias especiales desaparecen por el consumo de sus combustibles o por cualquier otra razoacuten la estrella deja de generar energiacutea pero la materia dispersada de la estrella por la explosioacuten puede volver a formar parte de otra estrella esto bajo circunstancias especiales entonces encontramos que una misma cantidad de materia puede bajo circunstancias especiales ser parte de un sin fin de estrellas las cuales continuaran generando energiacutea lo que deja bien en claro que E=mc2 es totalmente obsoleta y esto si lo vemos en el paso del tiempo de billones de billones de antildeos es absolutamente iloacutegico
En cuanto a la muerte por enfriamiento de nuestro universo podemos decir que es absolutamente improbable que esto suceda ya que sabemos que la creacioacuten de nuevas materias sucede bajo circunstancias especiales como lo son la presioacuten la temperatura en esto encontramos que lo mas loacutegico es que lo que esta sucediendo en el universo desde el principio es que la materia y la energiacutea se estaacuten multiplicando y a la vez por eso el universo se esta expandiendo
M= c1 e1 =E= c1 e1 c2 F U c3= M = e2
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Energiacutea del punto cero
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
En fiacutesica la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema fiacutesico mecano-cuaacutentico puede poseer y es la energiacutea del estado fundamental del sistema El concepto de la energiacutea del punto cero fue propuesto por Albert Einstein y Otto Stern en 1913 y fue llamada en un principio energiacutea residual El teacutermino energiacutea del punto cero es una traduccioacuten del germano Nullpunktsenergie Todos los sistemas mecano-cuaacutenticos tienen energiacutea de punto cero El teacutermino emerge comuacutenmente como referencia al estado base del oscilador armoacutenico cuaacutentico y sus oscilaciones nulas En la teoriacutea de campos cuaacutentica es un sinoacutenimo de la energiacutea del vaciacuteo o de la energiacutea oscura una cantidad de energiacutea que se asocia con la vacuidad del espacio vaciacuteo En cosmologiacutea la energiacutea del vaciacuteo es tomada como la base para la constante cosmoloacutegica A nivel experimental la energiacutea del punto cero genera el efecto Casimir y es directamente observable en dispositivos nanomeacutetricos
Debido a que la energiacutea del punto cero es la energiacutea maacutes baja que un sistema puede tener no puede ser eliminada de dicho sistema Un teacutermino relacionado es el campo del punto cero que es el estado de energiacutea maacutes bajo para un campo su estado base que no es cero
Pese a la definicioacuten el concepto de energiacutea del punto cero y la posibilidad de extraer energiacutea gratuita del vaciacuteo han atraiacutedo la atencioacuten de inventores principiantes Numerosas maacutequinas de movimiento perpetuo y otros equipos pseudocientiacuteficos son frecuentemente llamados dispositivos de energiacutea libre con el propoacutesito de explotar la idea Como resultado de esta actividad y su intrigante explicacioacuten teoacuterica el concepto ha adquirido vida propia en la cultura popular apareciendo en libros de ciencia ficcioacuten juegos y peliacuteculas
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
En 1900 Max Planck dedujo la foacutermula para la energiacutea de un radiador de energiacutea aislado ie una unidad atoacutemica vibratoria como
Aquiacute h es la constante de Planck ν es la frecuencia k es la constante de Boltzmann y T es la temperatura
En 1913 utilizando esta foacutermula como base Albert Einstein y Otto Stern publicaron un artiacuteculo de gran importancia donde sugeriacutean por primera vez la existencia de una energiacutea residual que todos los osciladores tienen en el cero absoluto Llamaron a esto energiacutea residual o Nullpunktsenergie (en Alemaacuten) que fue maacutes tarde traducido como energiacutea del punto cero Realizaron un anaacutelisis del calor especiacutefico del gas hidroacutegeno a baja temperatura y concluyeron que los datos se representan mejor si la energiacutea vibracional es elegida para que tome la forma1
Por lo que de acuerdo a esta expresioacuten incluso en el cero absoluto la energiacutea de un sistema atoacutemico tiene el valor frac12hν2
Fundamentos fiacutesicos
En fiacutesica claacutesica la energiacutea de un sistema es relativa y se define uacutenicamente en relacioacuten a alguacuten estado dado (a menudo llamado estado de referencia) Tiacutepicamente uno puede asociar a un sistema sin movimiento una energiacutea cero aunque hacerlo es puramente arbitrario
En fiacutesica cuaacutentica es natural asociar la energiacutea con el valor esperado de un cierto operador el Hamiltoniano del sistema Para casi todos los sistemas mecano-cuaacutenticos el valor esperado maacutes bajo posible que este operador puede tener no es cero a este valor maacutes bajo posible se le denomina energiacutea del punto cero (Nota Si antildeadimos una constante arbitraria al Hamiltoniano obtenemos otra teoriacutea que es fiacutesicamente equivalente al Hamiltoniano previo A causa de esto soacutelo la energiacutea relativa es
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
observable no la energiacutea absoluta Sin embargo esto no cambia el hecho de que el momento miacutenimo es no nulo)
El origen de una energiacutea miacutenima no nula puede ser intuitivamente comprendido en teacuterminos del principio de indeterminacioacuten de Heisenberg Este principio establece que la posicioacuten y el momentum de una partiacutecula mecaacutenica cuaacutentica no pueden simultaacuteneamente ser ambos conocidos con precisioacuten Si la partiacutecula es confinada a un pozo de potencial entonces su posicioacuten es como miacutenimo parcialmente conocida debe estar en el pozo Por ello uno puede deducir que en el pozo la partiacutecula no puede tener momento cero pues de lo contrario se violariacutea el principio de incertidumbre Porque la energiacutea cineacutetica de una partiacutecula en movimiento es proporcional al cuadrado de su velocidad no puede ser cero tampoco Este ejemplo sin embargo no es aplicable a una partiacutecula libre - la energiacutea cineacutetica de la cual si puede ser cero
La idea de la energiacutea del punto cero estaacute presente en diferentes situaciones y es importante distinguirlas y notar que hay muchos conceptos muy relacionados
En mecaacutenica cuaacutentica ordinaria la energiacutea del punto cero es la energiacutea asociada con el estado fundamental del sistema El maacutes famoso ejemplo de este tipo es la energiacutea
asociada con el estado fundamental del oscilador armoacutenico cuaacutentico Maacutes exactamente la energiacutea del punto cero es el valor esperado del Hamiltoniano del sistema
En teoriacutea cuaacutentica de campos el tejido del espacio se visualiza como si estuviera compuesto de campos con el campo en cada punto del espacio-tiempo siendo un oscilador armoacutenico simple cuantizado que interactuacutea con los osciladores vecinos En
este caso cada uno tiene una contribucioacuten de de cada punto del espacio resultando en una energiacutea del punto cero teacutecnicamente infinita La energiacutea de punto cero es de nuevo el valor esperado del Hamiltoniano aquiacute sin embargo la frase valor esperado del vaciacuteo es maacutes comuacutenmente utilizada y la energiacutea es bautizada como energiacutea del vaciacuteo
En la teoriacutea de perturbaciones cuaacutentica se dice a veces que la contribucioacuten de los diagramas de Feynman de un bucle uacutenico y de bucles muacuteltiples al propagador de la partiacutecula elemental son las contribuciones de las fluctuaciones del vaciacuteo o de la energiacutea del punto cero a la masa de las partiacuteculas
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
La evidencia experimental maacutes simple de la existencia de la energiacutea del punto cero en la teoriacutea cuaacutentica de campos es el Efecto Casimir Este efecto fue propuesto en 1948 por el fiacutesico holandeacutes Hendrik B G Casimir quien analizoacute el campo electromagneacutetico cuantizado entre dos placas metaacutelicas paralelas sin carga eleacutectrica Una pequentildea fuerza puede medirse entre las placas que es directamente atribuible a un cambio en la energiacutea del punto cero del campo electromagneacutetico entre las placas
Aunque el efecto Casimir al principio fue difiacutecil de medir porque sus efectos pueden verse uacutenicamente a distancias muy pequentildeas el efecto es muy importante en nanotecnologiacutea No soacutelo es el efecto Casimir faacutecilmente medido en dispositivos nanotecnoloacutegicos especialmente disentildeados sino que se debe tener en cuenta cada vez maacutes en el disentildeo y en el proceso de manufactura de los mismos Puede ejercer fuerzas significativas y tensiones sobre los dispositivos nanotecnoloacutegicos causando que se doblen tuerzan o incluso que se rompan
Otras evidencias experimentales incluyen la emisioacuten espontaacutenea de luz (fotones) por aacutetomos y nucleos el efecto Lamb de las posiciones de los niveles de energiacutea de los aacutetomos los valores anoacutemalos de la tasa giromagneacutetica del electroacuten etc
Gravitacioacuten
En cosmologiacutea la energiacutea del punto cero ofrece una posibilidad intrigante para explicar los especulativos valores positivos de la constante cosmoloacutegica En resumen si la energiacutea estaacute realmente alliacute entonces deberiacutea ejercer una fuerza gravitacional En relatividad general la masa y la energiacutea son equivalentes y cualquiera de ambas puede producir un campo gravitatorio
Una dificultad obvia con esta asociacioacuten es que la energiacutea del punto cero del vaciacuteo es absurdamente enorme De hecho es infinita pero uno podriacutea decir que la nueva fiacutesica se cancela en la escala de Planck por lo que su crecimiento deberiacutea cortarse en este punto Incluso asiacute lo que queda es tan grande que doblariacutea el espacio de forma claramente visible por lo que parece que tenemos aquiacute una contradiccioacuten No hay salida faacutecil del problema y reconciliar la enorme energiacutea del punto cero del espacio con la constante cosmoloacutegica observada que es pequentildea o nula ha llegado a ser uno de los problemas importantes de la fiacutesica teoacuterica y se ha convertido en un criterio para juzgar un candidato a la Teoriacutea de Utilizacioacuten en propulsioacuten
Otra aacuterea de la investigacioacuten en el campo de la energiacutea del punto cero es coacutemo puede ser utilizada para propulsioacuten NASA y British Aerospace tienen programas de investigacioacuten con este objetivo pero producir tecnologiacutea praacutectica es todaviacutea algo muy lejano Para tener eacutexito en esta tarea tendriacutea que ser posible crear efectos repulsivos en
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
Dispositivos de Energiacutea gratuita
El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
- Energiacutea del punto cero
-
- Fundamentos fiacutesicos
- Gravitacioacuten
- Dispositivos de Energiacutea gratuita
-
el vaciacuteo cuaacutentico lo que de acuerdo a la teoriacutea deberiacutea ser posible y se estaacuten disentildeando experimentos para producir y medir estos efectos en el futuro
El Catedraacutetico Ulf Leonhardt y el Doctor Thomas Philbin de la University of St Andrews en Escocia han trabajado en una forma de invertir el efecto Casimir para que sea repulsivo en vez de atractivo Su descubrimiento puede conducir a la construccioacuten de micromaacutequinas sin friccioacuten con partes moacuteviles que leviten3
Rueda Haisch y Puthoff4 5 6 han propuesto que un objeto masivo acelerado interactuacutea con el campo de punto cero para producir una fuerza de freno electromagneacutetica que es la verdadera responsable del fenoacutemeno de la inercia ver electrodinaacutemica estocaacutestica
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El efecto Casimir ha establecido la energiacutea del punto cero como un fenoacutemeno cientiacuteficamente aceptado Sin embargo el teacutermino energiacutea del punto cero ha sido igualmente asociado con un aacuterea altamente controvertida - el disentildeo e invencioacuten de los llamados ingenios de energiacutea gratuita similares a las maacutequinas de movimiento perpetuo del pasado Tal es el caso de John Hutchinson [1] un apasionado canadiense del tema de energiacutea libre que asegura haber obtenido una forma de extraer energiacutea del punto cero con el cual se podriacutea tener bateriacuteas de una duracioacuten de 1000 antildeos
El universo vaciacuteo generador de movimiento infinito = a Energiacutea
Algo en movimiento como lo son los planetas sistemas solares galaxias en el vaciacuteo como lo es nuestro universo el cual conocemos como infinito es imparable por consecuencia la energiacutea supera por mucho las expectativas de E= mc2 ya que esta la E= es infinita
Energiacutea del tiempo y el espacio
La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
Ejemplos de diferentes formas de energiacutea del tiempo y el espacio
Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
Epilogo
Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
Debido a la urgente necesidad de energiacutea en el mundo pronto muy pronto apareceraacuten nuevos dispositivos generadores de esta energiacutea
Autor
Arturo Rauacutel Corteacutes
El rey esta desnudo El rey esta desnudo
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La energiacutea del tiempo y el espacio no es una energiacutea que sale directamente de la energiacutea si no es una energiacutea que bajo circunstancias especiales del movimiento o transformacioacuten de la materia apareceTambieacuten puede aparecer energiacutea del tiempo y el espacio directamente de la energiacutea como lo es el calor
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Las estrellasLas mareasLas corrientes oceaacutenicasLa rotacioacuten de los planetasLos huracanesLa lluviaEl fuegoLa luzLas tormentas eleacutectricasLa vida orgaacutenica
La energiacutea del tiempo y el espacio siempre a estado ahiacute desde los oriacutegenes del universo solo que esta usa camuflaje y es por eso que siendo tan tangible no podemos verla
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Como ya lo hemos explicado en los demaacutes artiacuteculos como Entropiacutea Energiacutea Tiempo y espacio Ein Tiempo la mejor explicacioacuten del tiempo y el espacio en una forma simple es el decir que es el momento y el lugar bajo las circunstancias especiales y la combinacioacuten del movimiento y la transformacioacuten de la materia Da como consecuencia la energiacutea que proviene del tiempo y el espacio
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Arturo Rauacutel Corteacutes
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