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En el vasto cosmos, la muerte de una estrella es un espectáculo asombroso y transformador que altera la estructura misma del universo. En este fascinante documental sobre el universo, exploraremos cómo la explosión de una supernova no solo marca el final de una vida estelar, sino que también da origen a nuevos mundos y elementos fundamentales. A medida que avanzamos, te sumergirás en la complejidad de estos fenómenos, comprendiendo el ciclo vital de las estrellas y su papel crucial en la creación del cosmos tal como lo conocemos. Aprenderás sobre la fusión nuclear, las fuerzas gravitacionales y cómo la muerte de una estrella puede sembrar las semillas de futuras galaxias. Este video no solo te proporcionará conocimientos científicos; también transformará tu percepción del universo y nuestro lugar en él. Así que, prepárate para un viaje asombroso que cambiará tu manera de ver las estrellas. No olvides darle like y seguir nuestro canal para más contenidos que expandan tu comprensión del cosmos.
3. #Universo, #Astronomía, #Ciencia
4. documental universo, muerte de una estrella, supernova, formación de estrellas, ciclo de vida estelar, física cósmica, astronomía moderna, elementos en el universo, galaxias en formación, transformación del cosmos
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00:00En el centro del sistema solar se encuentra un astro radiante con una masa equivalente a más de 300.000 planetas Tierra.
00:12El Sol es el gigante de nuestro patio trasero que produce la energía que sustenta la vida tal y como la conocemos.
00:20Pero no es más que una estrella gigante entre un mar de billones más que iluminan el cosmos hasta donde alcanza nuestra mirada telescópica.
00:33Aunque el Sol parece grande en el cielo, en el espectro de las estrellas es bastante normal.
00:41No es súper caliente ni súper frío y se encuentra en un término medio en cuanto a masa.
00:46Las estrellas son objetos muy interesantes, fabrican nuevos elementos, lo que permite que se creen muchas cosas después.
00:54Son el motor que hace evolucionar el universo.
00:59Sin embargo, a pesar de su brillantez, las estrellas pasan por un ciclo de vida tumultuoso marcado por una violenta lucha entre dos fuerzas opuestas.
01:08Esta batalla da lugar a algunos de los crescendos más impresionantes del universo conocido.
01:19Una de las principales razones por las que en el pasado nos interesamos por las supernovas y las explosiones estelares
01:25era comprender de dónde provienen los elementos básicos que nos componen.
01:29No se trata solo de un espectáculo hermoso.
01:34Es un laboratorio en el cielo.
01:37Los conductores cósmicos de la creación.
01:40Misterios del universo.
02:01La muerte de una estrella.
02:03En el año 185, los astrónomos chinos fueron testigos de un espectáculo extraordinario.
02:11Una luz brillante que se materializó de repente en el cielo, visible a simple vista.
02:18A diferencia de lo habitual, no se trataba de un cometa ni de una estrella fugaz,
02:23ya que el extraño resplandor permaneció fijo en el cielo durante ocho meses,
02:29atenuándose gradualmente hasta desaparecer.
02:33Registraron este fenómeno y lo bautizaron como estrella invitada.
02:41En aquellos tiempos, no se sabía que las estrellas podían crearse.
02:45Se creía que estaban ahí, fijas, en el cielo, y que el cielo era siempre el mismo cada noche.
02:52Por lo tanto, ver de repente una nueva estrella, una estrella invitada,
02:56que apareció durante unos meses, era algo único,
02:59algo que podría haber ocurrido solo una vez en la vida.
03:03Casi dos milenios después, nuestros modernos instrumentos espaciales
03:08han captado por primera vez los restos de este espectáculo,
03:12registrado por los antiguos astrónomos.
03:14Un colorido petroglifo de una antigua estrella.
03:17Con una combinación de instrumentos de rayos X e infrarrojos,
03:23los astrónomos detectaron esta nube de polvo a alta temperatura,
03:28a más de nueve mil años luz de distancia.
03:32Tras una inspección más detallada,
03:34descubrieron una inmensa y fantasmal capa de casi 90 años luz de diámetro,
03:39resultado de la poderosa onda expansiva de una supernova.
03:42Una supernova es una explosión colosal
03:48que marca el final de la vida de una estrella.
03:51No todas las estrellas sufren una explosión de supernova,
03:55pero cuando se produce es un suceso espectacular.
03:58Estas explosiones son tan brillantes
04:00que a veces pueden eclipsar la luz combinada de la propia galaxia
04:03durante un breve periodo de tiempo.
04:05Pero a menudo es difícil ver una galaxia lejana en el cielo nocturno.
04:09Necesitaríamos un telescopio para poder verlas
04:11y se producen muy, muy lejos.
04:15Muchas de esas imágenes coloridas del cielo
04:18no son tan coloridas si las miramos a simple vista.
04:23Los restos de una supernova
04:25no solo emiten luz visible, roja, azul, amarilla y verde.
04:31También emiten luz infrarroja o rayos X.
04:34Para crear esas hermosas imágenes,
04:37reunimos toda esta información
04:39que no sería visible para el ojo humano
04:41con el fin de poder mostrar realmente cómo es el universo.
04:45Así que es real,
04:47pero no es la realidad tal y como la vería nuestro ojo.
04:51Cada año, los científicos descubren evidencias
04:56de cientos de supernovas,
04:58las vividas cenizas de estrellas muertas
05:00esparcidas por las galaxias.
05:03Pero, ¿cómo llegan a este triste punto?
05:07¿Qué condena un cuerpo celeste a un final tan dramático?
05:14Desentrañar estas explosiones estelares
05:17y su impacto en el cosmos
05:18es un estudio en evolución
05:20que comienza con la comprensión
05:22de lo que define exactamente una estrella.
05:27Los antiguos cartografiaban el cielo nocturno
05:30con distintos propósitos,
05:32entre ellos el folclore
05:34y la narración de historias.
05:35Pero también intentaron reconocer patrones
05:38y ver que había regularidad y repetición.
05:41Los patrones eran útiles para la navegación.
05:44Los movimientos de los objetos
05:45que se producían en ciclos fijos
05:47eran probablemente un tema fascinante
05:49y digno de investigación.
05:52A lo largo de la historia de la humanidad
05:55ha sido muy común
05:56asociar lo que vemos en el cielo nocturno
05:59con lo que nos es familiar en la Tierra.
06:02Una de esas constelaciones
06:04sería la osa mayor o el gran oso.
06:06Las constelaciones en sí mismas
06:09se consideran asociaciones de estrellas
06:11en la esfera celeste.
06:13Pero la verdad es que estas estrellas
06:16no están tan cerca unas de otras
06:18como parece en el cielo nocturno.
06:21Imagina que vas por un bosque.
06:23Ves un árbol aquí, otro allí,
06:26otro más allá.
06:27Y si te mueves hacia la derecha,
06:29los árboles se mueven en tu campo de visión.
06:32Y esto es similar
06:33a lo que ocurre con las estrellas.
06:36Si dejamos la Tierra,
06:37el cielo se verá diferente.
06:39No veremos las mismas constelaciones
06:41porque su posición relativa entre sí
06:43habrá cambiado.
06:46Las constelaciones siguen siendo útiles
06:48como una especie de señales
06:50para poder especificar
06:51dónde se encuentra algo en el cielo.
06:54Por eso los astrónomos modernos
06:55las siguen utilizando hoy en día.
06:57En la actualidad,
06:59hay 88 constelaciones
07:01reconocidas oficialmente
07:02por la Unión Astronómica Internacional
07:04que delimitan las regiones
07:07de nuestra esfera celeste
07:08tal y como se ven desde la Tierra.
07:12Algunas de estas constelaciones
07:14se observaron por primera vez
07:15en el siglo II,
07:18cuando astrónomos de todo el mundo
07:19reflexionaban sobre la posición
07:21de la Tierra entre ellas.
07:25Sin embargo,
07:26no fue hasta 1543
07:28cuando el astrónomo
07:30Nicolás Copérnico
07:31publicó formalmente
07:33una teoría radical
07:34que profundizó
07:35en la importancia
07:36de las estrellas
07:37y dio lugar
07:38a una revolución científica.
07:40Nicolás Copérnico
07:43propuso que la Tierra
07:45orbitaba alrededor del Sol
07:48y no al revés.
07:50Parecía ser una comprensión
07:52más coherente
07:53del comportamiento de Venus,
07:55Marte y Júpiter
07:57que, a diferencia
07:59de las estrellas del cielo,
08:01que seguían un patrón
08:02de movimiento gradual
08:03en una sola dirección,
08:05avanzaban y retrocedían
08:08durante un periodo de tiempo
08:10a lo largo del año.
08:12En la antigüedad
08:14no se establecía esta conexión
08:15de que el Sol
08:16es una estrella más.
08:18Los primeros pueblos
08:19consideraban
08:20que las estrellas
08:21eran solo agujeros
08:22en una especie de firmamento
08:23o cúpula
08:24sobre la Tierra,
08:25mientras que el Sol
08:26se encontraba
08:27en el reino de los dioses.
08:28Y solo la ciencia
08:29nos permitió establecer
08:31una conexión
08:32y darnos cuenta
08:33de que todos eran
08:33el mismo tipo de objeto.
08:35Aunque pasarían siglos
08:38hasta que confirmáramos
08:40que nuestro ardiente compañero
08:41era una estrella,
08:43la semilla de esta idea
08:44ya se había plantado,
08:47lo que llevó
08:47a las mentes más curiosas
08:49a fijarse
08:49en la gran extensión
08:51que se extendía
08:51sobre nosotros.
08:54Era una época
08:54de maravillas celestes
08:56en la que se observaban
08:57las anomalías
08:58entre las estrellas,
09:00pero interpretarlas
09:01seguía siendo un reto.
09:02Y los primeros observadores,
09:05especialmente aquellos
09:06que no disponían
09:07de instrumentos,
09:08tenían que recordar
09:09los patrones
09:09y ser capaces
09:10de detectar
09:11las diferencias
09:12entre ellos.
09:13Y más tarde,
09:14incluso antes
09:15de la llegada
09:15del telescopio,
09:16se disponía
09:17de astrolabios,
09:18sextantes
09:18y otros instrumentos
09:20que permitían registrar
09:21las posiciones
09:22de los objetos
09:22en el cielo
09:23y las separaciones
09:24angulares entre ellos.
09:26Pero obviamente,
09:28sin los instrumentos modernos,
09:29seguía siendo
09:30una tarea laboriosa
09:31y difícil.
09:33La dependencia
09:34del ojo humano
09:35dejó paso
09:36a las lentes
09:36de los telescopios
09:37espaciales
09:38de última generación,
09:40lo que dio lugar
09:41a una nueva ola
09:41de exploración interestelar.
09:45Estos instrumentos
09:47no solo nos han proporcionado
09:49imágenes nítidas
09:50de magníficos cuerpos astrales,
09:53también han permitido
09:54observar el interior
09:55de las animadas incubadoras
09:56de las que proceden.
09:57contemplamos la maravillosa vista
10:02de una nebulosa,
10:04una red cósmica
10:05de filamentos
10:05que se presenta
10:07en una asombrosa variedad
10:08de tamaños,
10:09formas y colores.
10:11En lo más profundo
10:14de estas radiantes nubes
10:15de materia
10:16se encuentra
10:17el lugar de nacimiento
10:18de una estrella.
10:20El espacio está bastante vacío,
10:23pero en realidad
10:23no está completamente vacío.
10:25Siempre hay un poco de gas,
10:27un poco de polvo
10:27ahí fuera
10:28y en algunos lugares
10:29se concentra
10:30y se vuelve cada vez
10:31más denso
10:32hasta formar algo
10:33parecido a una nube.
10:34A esas nubes
10:36las llamamos nebulosas.
10:39Podemos encontrar nebulosas
10:41en muchos lugares
10:41del universo.
10:43Normalmente
10:43se encuentran
10:44en las galaxias
10:44porque es donde hay
10:45una gran densidad
10:46de objetos.
10:47La fuerza de la gravedad
10:49está presente
10:49en todo el universo
10:50en cualquier objeto
10:51que tenga masa
10:52y también es válido
10:54para las partículas
10:55muy pequeñas.
10:56Se atraen entre sí,
10:58especialmente
10:58si no hay otra fuerza
11:00más potente
11:00a su alrededor
11:01que las atraiga.
11:02Con la fuerza
11:03de la gravedad
11:03se crean aglomeraciones
11:05más densas
11:05y dentro de esas aglomeraciones
11:07pueden surgir estrellas.
11:11Podemos ver
11:12las nebulosas
11:13de emisión
11:13como regiones
11:14del espacio
11:15que se calientan
11:16por la radiación
11:17de estrellas
11:17recién formadas.
11:19Una típica
11:20incubadora estelar
11:21puede albergar
11:22miles de estrellas
11:23recién nacidas.
11:25Para que se forme
11:26una estrella
11:27es necesario
11:28que se supere
11:28una determinada
11:29densidad de material
11:30en una de estas nubes.
11:32Esto suele ocurrir
11:33cuando las nubes
11:34irradian
11:34su calor interno.
11:36Así pues,
11:37una combinación
11:37de enfriamiento,
11:38protección
11:39y densidad adecuadas
11:40son las condiciones
11:41necesarias
11:42para que se formen
11:42las estrellas.
11:44Uno de los ejemplos
11:45más brillantes
11:46de vivero estelar cercano
11:47es la nebulosa
11:48de Orión
11:49que contiene
11:50esas espectaculares
11:52nebulosas
11:52de emisión
11:53aunque también
11:54tiene regiones
11:55más oscuras
11:56y densas
11:56donde se están formando
11:57núcleos protoestelares.
12:00Orión
12:01es solo uno
12:02de los cientos
12:03de vecindarios
12:04fértiles
12:04que existen
12:05en la Vía Láctea.
12:07Una mera fracción
12:08de las decenas
12:09de miles
12:10que flotan
12:10más allá
12:11de nuestras fronteras
12:12galácticas.
12:14Pero el universo
12:15no siempre ha sido
12:17tan vibrante.
12:19El Big Bang
12:20a pesar
12:22de su colosal impacto
12:24no dio lugar
12:25inmediatamente
12:26a las primeras
12:27incubadoras estelares.
12:28De hecho
12:30tuvieron que pasar
12:31más de 100 millones
12:32de años
12:33desde el inicio
12:34del cosmos
12:35antes de que
12:36las condiciones
12:36fueran propicias
12:37para su creación.
12:41Los científicos
12:42recopilan datos
12:43de instrumentos
12:44astronómicos
12:45calculan modelos
12:47teóricos
12:47y se basan
12:48en los principios
12:49de la física
12:50para retrasar
12:51el reloj
12:51y estudiar
12:52los primeros eones
12:54de nuestro universo.
12:55La edad oscura
12:58es lo que siguió
13:00a la condensación
13:01de electrones
13:03y núcleos
13:03en átomos
13:04principalmente
13:06hidrógeno
13:07y helio.
13:08A continuación
13:09tres minutos
13:11después del Big Bang
13:12los átomos
13:13se enfriaron
13:14hasta alcanzar
13:15sus estados
13:16de energía
13:17más bajos
13:17por lo que
13:18no pueden emitir luz.
13:21Las primeras
13:22generaciones
13:23de estrellas
13:23se formaron
13:24a partir
13:24de estos gases
13:25primordiales
13:26y son
13:27lo que se conoce
13:28como estrellas
13:29de población 3.
13:30Eran mucho más
13:32masivas
13:32que las estrellas
13:33típicas que se forman
13:34por ejemplo
13:35en la Vía Láctea
13:36y como eran
13:37tan masivas
13:38tenían una vida
13:39muy corta.
13:40Si observamos
13:41la tasa de formación
13:42estelar
13:43a lo largo
13:43del tiempo cósmico
13:44hay un periodo
13:45relativamente corto
13:46en el que las galaxias
13:47del universo
13:47experimentan un auge
13:49en la formación estelar
13:50y es lo que denominamos
13:51mediodía cósmico.
13:53Se trata
13:54de un periodo
13:54de tiempo
13:55responsable
13:55de aproximadamente
13:56el 60%
13:57de las estrellas
13:58que vemos hoy.
14:01Desde el primer
14:02destello de luz
14:02estelar
14:03en nuestro cosmos
14:04antaño árido
14:06el ciclo de vida
14:08de estos objetos
14:09ha desempeñado
14:10un papel fundamental
14:11en la evolución
14:12del universo
14:13proporcionando
14:14el fertilizante
14:15para las generaciones
14:16posteriores
14:17de vida estelar
14:18pero
14:21¿cómo puede
14:22la agitación
14:23de elementos
14:23simples
14:24dar lugar
14:25al nacimiento
14:26de los cuerpos
14:26más brillantes
14:27de nuestro universo?
14:30Una protoestrella
14:31es
14:32una estrella
14:34joven
14:34en desarrollo
14:35que aún está
14:37acumulando
14:37masa
14:38de su entorno.
14:39Esa protoestrella
14:41evolucionaría
14:42a través
14:42de varias fases
14:43que son una transición
14:44desde ser una nube
14:45de gas difusa
14:46con una temperatura
14:47de unos pocos
14:48cientos de grados
14:49hasta convertirse
14:50en algo realmente
14:51compacto
14:51como el sol
14:52y alcanzar temperaturas
14:53en el núcleo
14:54lo suficientemente altas
14:55como para desencadenar
14:56reacciones nucleares.
14:59Lo principal
14:59que debe hacer
15:00una estrella
15:01para ser considerada
15:02como tal
15:02es comenzar
15:03a fusionar
15:03átomos de hidrógeno.
15:05Básicamente
15:06estos átomos de hidrógeno
15:07en la parte más interna
15:08de la estrella
15:09se comprimen
15:10tanto por las fuerzas
15:11gravitacionales
15:11que chocan entre sí
15:12y forman estrellas
15:14de helio
15:14y es entonces
15:15cuando se produce
15:16la fusión nuclear.
15:18Se libera
15:19una gran cantidad
15:20de energía
15:20lo que hace
15:21que la estrella brille.
15:23La fusión nuclear
15:24libera mucha energía
15:25e intenta hacer
15:27explosionar la estrella
15:28pero por otro lado
15:30está la gravedad
15:31que intenta
15:31compactarlo todo
15:32en el punto central
15:33de la estrella.
15:34Tenemos una lucha
15:35de gladiadores
15:36entre fuerzas enormes
15:37que mantienen
15:37la estrella en equilibrio
15:39y eso es lo que está sucediendo
15:40ahora mismo
15:41en nuestro sol
15:41por ejemplo.
15:42Una vez que estas dos
15:45fuerzas opuestas
15:46alcanzan el equilibrio
15:47se crea una estrella
15:49de secuencia principal
15:50capaz de arder
15:51durante miles
15:52de millones de años.
15:55La mayoría
15:55de los cuerpos
15:56estelares
15:57de la Vía Láctea
15:58se encuentran
15:59en este periodo
16:00álgido de su vida.
16:01Sin embargo
16:02a pesar de que
16:03el cielo nocturno
16:04nos parece
16:04un tapiz de luz
16:05relativamente uniforme
16:07aquí en la Tierra
16:08estas estrellas
16:10son tan diversas
16:11como las especies
16:12de nuestro planeta
16:13con diferentes tamaños
16:16masas
16:17y luminosidades
16:18características
16:19que desempeñan
16:20un papel fundamental
16:21a la hora
16:22de determinar
16:23su desaparición.
16:24Veamos cómo se forman
16:27los objetos masivos
16:28en el espacio.
16:29En esta cesta
16:30tenemos un montón
16:31de bolas de espuma
16:32de poliestireno
16:33que representan
16:34la masa
16:35en el espacio exterior
16:36material que puede
16:37formar estrellas.
16:39Tengo un secador
16:40de pelo
16:40que usaré
16:41para juntar
16:41esta masa
16:42en el cuenco
16:42de cristal
16:43de forma similar
16:44a cómo la gravedad
16:46atrae las cosas
16:47en el espacio
16:47para formar objetos.
16:55Ahora tomaremos
16:56la masa
16:56que hemos reunido
16:57en el recipiente
16:58y la uniremos
16:59para ver
17:00qué tipo de objeto
17:01hemos creado.
17:09Vemos que hemos creado
17:11algo entre
17:11una estrella
17:12de baja masa
17:13y una estrella
17:14de alta masa.
17:15Cuando se crean
17:16las estrellas
17:17en el universo
17:18lo hacen
17:18en ráfagas
17:19de formación estelar
17:20y se forman
17:20diferentes tipos
17:21de estrellas
17:22en el mismo evento.
17:23Se pueden obtener
17:24estrellas de alta masa
17:25incluso estrellas
17:26de baja masa.
17:27De hecho,
17:27lo más habitual
17:28es que se creen
17:29estrellas de menor masa.
17:30La masa de una estrella
17:31es una característica
17:33increíblemente importante
17:34para ella
17:34porque determina
17:35todo lo relacionado
17:36con esa estrella.
17:37Cuánto tiempo vivirá,
17:39cuánto brillará,
17:40cómo evolucionará
17:41con el tiempo
17:42y cómo acabará muriendo.
17:44Vemos que la masa
17:45de un objeto
17:46desempeña
17:46un papel muy importante
17:47en su vida útil
17:48en el universo.
17:50Pero,
17:51¿cómo medimos
17:51estos objetos
17:52situados a miles
17:53de años
17:54luz de distancia?
17:56Desde el siglo XIX,
17:58los astrónomos
17:59se han basado
18:00en gran medida
18:00en la ciencia
18:01de la espectroscopia.
18:04La espectroscopia
18:05es la ciencia
18:06que consiste
18:06en descomponer
18:07la luz de una fuente
18:08en sus longitudes
18:09de onda constituyentes
18:10y ver cuánto hay
18:12de cada longitud de onda.
18:13las líneas espectrales,
18:16tanto las de absorción
18:17como las de emisión,
18:18son una especie
18:19de huella química.
18:20Te dicen que elementos
18:21concretos
18:22o incluso moléculas
18:23pueden estar presentes
18:24en lo que observas.
18:25Las líneas de absorción
18:26pueden utilizarse
18:27para averiguar
18:28qué materiales
18:29están presentes
18:30en la atmósfera exterior
18:31de una estrella,
18:32por ejemplo,
18:33o qué materiales
18:34están presentes
18:35en una nube
18:35a partir de la cual
18:36se van a formar
18:37las estrellas.
18:38Esto se debe
18:39a una propiedad
18:40de la física cuántica
18:41que dice que el tipo
18:42de luz que emiten
18:43los diferentes átomos
18:44depende de cómo
18:45los electrones
18:46de esos átomos
18:47saltan entre
18:47diferentes niveles
18:48de energía.
18:50Sin embargo,
18:51hasta la década
18:52de 1920
18:53no se sabía mucho
18:54sobre la composición
18:56real de las estrellas,
18:58una clave
18:58que podría desbloquear
18:59avances profundos
19:00en nuestra comprensión estelar.
19:03Pero una astrónoma
19:04curiosa
19:05de la Universidad
19:06de Harvard,
19:07Cecilia Payne,
19:08utilizó lecturas espectrales
19:10para llegar
19:11a una conclusión
19:12que daría forma
19:13a los fundamentos
19:14mismos
19:14de la astrofísica
19:15moderna.
19:18Antes de Cecilia Payne
19:20se creía
19:21que las estrellas
19:22estaban compuestas
19:23por los mismos elementos
19:24que la Tierra
19:25y que el color
19:26de las estrellas
19:27estaba relacionado
19:28con su composición.
19:31En parte
19:31era así
19:32porque los espectros
19:34del Sol
19:35indicaban
19:36que contenía
19:37más que hidrógeno
19:39y helio.
19:41Tiene otros elementos
19:42y estos elementos
19:43se encontraron
19:44en la Tierra.
19:46Lo que hizo
19:46Cecilia Payne
19:47fue realizar
19:48observaciones
19:49más cuidadosas
19:51y descubrió
19:51que el hidrógeno
19:52y el helio
19:53eran mucho más abundantes
19:55que cualquiera
19:56de los otros elementos.
19:58Lo que propuso
19:59fue que el Sol
20:01era,
20:01en general,
20:02una fábrica
20:03que convertía
20:04el hidrógeno
20:04en helio.
20:06Cecilia Payne
20:08descubrió
20:09de qué está compuesto
20:10el universo
20:11en su mayor parte.
20:13Una vez que supimos
20:15que las estrellas
20:16estaban compuestas
20:17de hidrógeno,
20:18comprendimos
20:19de dónde provenía
20:20la luz,
20:21la radiación
20:22y la energía
20:23creadas
20:24en las estrellas.
20:26Lo que sabemos
20:27hoy en día
20:28es que el color
20:29de una estrella
20:30nos indica
20:31su temperatura.
20:32Este descubrimiento
20:36reforzó
20:37la idea
20:37de que,
20:38contrariamente
20:39a las creencias
20:39históricas,
20:41el Sol
20:41no era sólo
20:42una bola de fuego
20:43moribunda,
20:44sino una fuente
20:45de energía
20:45autosostenible
20:46capaz de generar
20:48su propia energía.
20:51Hoy en día,
20:52los científicos
20:53utilizan lecturas
20:54espectrométricas
20:55para trazar
20:56las fases evolutivas
20:57de las estrellas,
20:58representando
20:59su luminosidad
21:00en función
21:01de su temperatura
21:02codificada
21:02por colores
21:03en el diagrama
21:04de Hertzsprung-Russell.
21:06Según nuestras convenciones,
21:08lo caliente es rojo
21:09y lo frío es azul.
21:11Pero si tomara
21:12un objeto frío,
21:13como una barra
21:13de hierro
21:14que he calentado
21:15y que está empezando
21:16a brillar,
21:17a medida que aumente
21:18la temperatura,
21:19brillará en rojo,
21:21luego en naranja,
21:22luego en amarillo
21:23y finalmente en blanco
21:25y tal vez
21:26incluso en azul.
21:27En el caso
21:28de las estrellas,
21:29las azules
21:29son más calientes
21:30que las rojas.
21:31Si colocamos
21:32todas las estrellas
21:33en este diagrama,
21:34vemos que no están
21:35distribuidas aleatoriamente.
21:38Existe una clara correlación
21:39entre las estrellas calientes
21:40y brillantes
21:41o masivas
21:42y las estrellas frías
21:44y tenues
21:44o menos masivas.
21:47Existe una clara tendencia
21:48en toda la secuencia principal.
21:51Se denomina
21:52secuencia principal
21:54porque la mayoría
21:55de las estrellas
21:56se encuentran
21:57a lo largo de ella.
21:58A medida que
21:59las estrellas
22:00se desarrollan,
22:01generalmente
22:02nacen calientes
22:03y mueren frías.
22:05Por lo tanto,
22:06la secuencia principal
22:08nos indica
22:08en qué etapa
22:09de su ciclo de vida
22:11se encuentra
22:11una estrella.
22:14Entonces,
22:15¿cómo es que
22:16las estrellas
22:16permanecen
22:17en esta fase
22:17de la secuencia principal,
22:19convirtiendo
22:20su masa
22:20en energía
22:21durante períodos
22:22tan prolongados?
22:23Y lo más importante,
22:26¿qué desencadena
22:27el salto
22:28a la siguiente etapa
22:29de su evolución?
22:31Las estrellas
22:32de la secuencia principal
22:33fusionan hidrógeno
22:34en sus núcleos
22:35y la fusión
22:36desempeña
22:37un papel dominante
22:38en el mantenimiento
22:39del equilibrio hidrostático.
22:41El tiempo
22:41que una estrella
22:42pasa en la secuencia principal
22:44está muy relacionado
22:45con su masa.
22:46Las estrellas
22:47más masivas
22:48fusionan hidrógeno
22:49más rápidamente,
22:50por lo que tienen
22:51una vida más corta,
22:53mientras que las estrellas
22:54menos masivas,
22:55como el Sol,
22:55pasan mucho más tiempo
22:57en la secuencia principal.
22:59Las estrellas
23:00más pequeñas
23:01que tenemos
23:01son las enanas rojas.
23:03Más del 70%
23:05de las estrellas
23:06de nuestra Vía Láctea
23:07son en realidad
23:08enanas rojas.
23:09Estas estrellas
23:10tienen la vida
23:11más larga.
23:13Las enanas rojas,
23:14que nacieron
23:15poco después
23:16de la creación
23:17del universo,
23:18siguen vivas hoy.
23:20En comparación
23:21nuestro Sol,
23:22una estrella
23:22de tipo G,
23:23se encuentra
23:23aproximadamente
23:24a la mitad
23:24de su vida útil
23:25de 10.000 millones
23:26de años.
23:28Pero,
23:29independientemente
23:30del tiempo
23:31que una estrella
23:31pueda mantener
23:32el brillo,
23:33su muerte definitiva
23:35es inevitable.
23:37Una vez que cesa
23:38la fusión
23:39de algunos elementos,
23:40es necesario
23:40que haya suficiente
23:41gravedad
23:42para comprimir
23:43aún más el núcleo
23:44y calentarlo
23:45lo suficiente
23:45como para iniciar
23:47la fusión
23:47de elementos
23:48más pesados.
23:49Si la estrella
23:50es demasiado pequeña,
23:51no podrá iniciar
23:52la fusión
23:52de elementos
23:53más pesados
23:53que el helio.
23:55En cambio,
23:56si la estrella
23:56es más grande,
23:57se puede crear
23:57carbono,
23:58nitrógeno,
23:59oxígeno,
24:00hasta llegar
24:00al hierro.
24:02Cuando una estrella
24:03pasa de la secuencia
24:04principal
24:04a la fase
24:05de gigante roja,
24:06las capas externas
24:07de la estrella
24:08que estaban
24:09compuestas de hidrógeno
24:10comienzan a fusionarse
24:11y a consumirse.
24:13Y esa gran cantidad
24:14de energía
24:15que produce
24:15hace que sus capas externas
24:17se expandan
24:17y comiencen
24:18a empujar
24:19hacia afuera.
24:20Este periodo
24:21de tiempo
24:22puede durar
24:22entre millones
24:23y miles de millones
24:24de años.
24:25Con el tiempo,
24:26la estrella
24:27se convertirá
24:27en lo que llamamos
24:28una enana blanca.
24:29Entre la fase
24:30de gigante roja
24:31y la de enana blanca,
24:33la estrella
24:33seguirá expandiéndose.
24:36Expulsa parte
24:36de su material,
24:38creando una hermosa
24:39nebulosa
24:39que llamamos
24:40nebulosa planetaria.
24:41Así que la enana blanca
24:43que queda
24:43es como el corazón
24:44de la estrella.
24:45Las enanas blancas
24:48son muy densas.
24:49Imaginemos cosas
24:50que tienen la masa
24:51de un sol
24:52como el nuestro,
24:53pero que están
24:54en un espacio
24:55tan pequeño
24:55como la Tierra.
24:58La densidad
24:59de una enana blanca
25:00es tan alta
25:00que se sostiene
25:01gracias a la presión
25:02de degeneración cuántica,
25:04que es el hecho
25:05de que ciertos tipos
25:06de partículas cuánticas
25:08no pueden estar
25:09en el mismo estado cuántico.
25:11Y a medida
25:11que las aprietas
25:12cada vez más,
25:13su impulso
25:14o su velocidad
25:15tiene que cambiar.
25:16Así,
25:16esa presión
25:17de degeneración
25:18les permite resistir
25:19la fuerza de la gravedad
25:20y permanecer estables.
25:22Cuando se forman
25:23las enanas blancas,
25:24están muy,
25:26muy calientes.
25:27Con el tiempo,
25:27se enfrían lentamente
25:29hasta el punto
25:29en que dejan
25:30de ser tan calientes
25:31y brillantes
25:32y se convierten
25:33en lo que se conoce
25:34como enanas negras.
25:37Durante gran parte
25:38de la historia,
25:39se creyó
25:40que todas las estrellas
25:41existían de esta manera.
25:43tenían vidas largas
25:45y estables
25:45antes de hincharse
25:47y apagarse suavemente
25:48hasta quedar reducidas
25:50a un núcleo oscuro.
25:53Sin embargo,
25:54en 1930,
25:55Subramayang Chandrasekhar
25:57descubrió
25:58que algunas enanas blancas
25:59estaban abocadas
26:00a un destino diferente.
26:03El astrónomo indio
26:04que descubrió
26:05que cuando la masa
26:06de una estrella
26:07supera un umbral determinado,
26:08la presión degenerativa
26:10de los electrones
26:11no es suficiente
26:12para contrarrestar
26:13la gravedad.
26:14Esta limitación
26:15se conoce
26:16como límite
26:17de Chandrasekhar
26:18y equivale
26:19aproximadamente
26:20a 1,4 veces
26:21la masa del Sol.
26:23Pero,
26:24¿qué sucede
26:25con las estrellas
26:26que nacen
26:26con una masa
26:27superior a este límite?
26:29El astrónomo suizo
26:34Fritz Zwicky
26:35tuvo una idea.
26:37Propuso que las estrellas
26:39con masas superiores
26:40a ese límite
26:41sufrirían una explosión
26:44más violenta,
26:45como una supernova.
26:47Antes de la propuesta
26:49de Zwicky,
26:51el término nova
26:52se refería
26:54a la expulsión
26:55de material
26:56de una estrella.
26:57Una supernova
27:00es una versión
27:02muy potente
27:03de este proceso.
27:07Según los conocimientos
27:08actuales
27:08de astrofísica estelar,
27:10creemos que una estrella
27:11debe tener
27:12al menos 8 veces
27:13la masa del Sol
27:13para serlo bastante masiva,
27:15como para sufrir
27:16una explosión
27:17de supernova
27:18al final de su vida.
27:19Una estrella
27:20con una masa mayor
27:21puede alcanzar
27:22temperaturas
27:23extremadamente altas
27:24en su núcleo.
27:25Puede pasar
27:26por diferentes fases
27:27de fusión
27:28para formar
27:28elementos más pesados.
27:31Sin embargo,
27:32a medida que se producen
27:33fusiones
27:33para formar
27:34diferentes elementos,
27:35el núcleo
27:36sigue contrayéndose,
27:37lo que provoca
27:38que las capas exteriores
27:39se expandan
27:40y la estrella
27:41se convierta
27:42en una supergigante roja.
27:44Aunque esta fase
27:44de supergigante roja
27:45es similar
27:46a la fase
27:46de gigante roja
27:47de las estrellas
27:48de menor masa,
27:49en el caso
27:50de las estrellas masivas
27:51ocurre
27:51en un periodo
27:52de tiempo
27:52mucho más corto.
27:53Otro aspecto
27:54importante
27:55es que incluso
27:56las estrellas masivas
27:57pueden pasar
27:58por todos esos ciclos
27:59de fusión
28:00y en cada uno
28:02de ellos
28:02la reacción
28:03es más corta.
28:06Hay menos combustible
28:07disponible
28:07para la reacción
28:08y esta se produce
28:10a gran velocidad.
28:12A medida que una estrella
28:14comienza a fusionar
28:15elementos cada vez
28:16más pesados,
28:17cada uno de estos procesos
28:18provoca un aumento
28:19de energía
28:20que puede utilizarse
28:21para sostener
28:22las capas exteriores
28:23de la estrella.
28:24Sin embargo,
28:25la fusión del hierro
28:27provoca una pérdida
28:28de energía
28:28por lo que deja
28:30de ser un proceso
28:30viable
28:31para mantener
28:32el equilibrio hidrostático.
28:35Las leyes
28:36de la física
28:36condenan
28:37a estas estrellas
28:38gigantes
28:39al colapso.
28:40La forja de hierro
28:41en el núcleo
28:42es el catalizador
28:43de su dramática destrucción.
28:48Esta poderosa tormenta
28:50se conoce como
28:51colapso de núcleo
28:52o supernova
28:53de tipo 2.
28:55Si una nova
28:56es como un fuego artificial,
28:58una supernova
29:00sería como
29:00una bomba atómica.
29:02El material
29:03eyectado
29:04por una supernova
29:05se mueve
29:06a velocidades
29:07increíbles
29:07de hasta
29:0810.000 kilómetros
29:09por segundo.
29:11Empieza a mover
29:12todo el material
29:14que puede haber
29:14alrededor de la supernova
29:16a una gran velocidad.
29:18de hecho
29:19puede dar lugar
29:21a la creación
29:22de nuevas estrellas.
29:25Una estrella
29:27es una gigantesca
29:28caldera nuclear
29:29que fusiona
29:30elementos más ligeros
29:32en otros más pesados.
29:34En el núcleo
29:35de una estrella
29:36más pesada
29:36se acumula
29:37cada vez
29:38más hierro.
29:39Una parte del núcleo
29:40podría ser
29:41como esta pelota
29:42de tenis.
29:43imaginemos
29:44que el centro
29:45de la estrella
29:46está donde la mesa.
29:48La gravedad
29:48intenta atraer
29:50todos los elementos
29:51del núcleo
29:52hacia el centro
29:53pero el calor
29:54de la estrella
29:55intenta alejarlos
29:57aunque la gravedad
29:59los atrae de nuevo.
30:01Mientras tanto
30:02hay una envoltura
30:04externa
30:05de materia
30:05que está en equilibrio
30:07con los elementos
30:08del núcleo
30:09y mientras la estrella
30:12siga quemando combustible
30:13se mantendrá
30:14en equilibrio.
30:16Sin embargo
30:17al final
30:18la estrella
30:19agotará
30:20todo su combustible
30:21y el núcleo
30:22de hierro
30:23muy denso
30:24atraerá
30:25hacia su centro
30:26todos los elementos
30:27del núcleo
30:28pero los elementos
30:31exteriores
30:32se expandirán
30:33de este modo.
30:37Se puede observar
30:39que mientras
30:40el núcleo
30:41se colapsa
30:42hacia el centro
30:42los elementos
30:43exteriores
30:44más ligeros
30:45se dispersan
30:46en todas direcciones
30:47como cuando
30:48la pelota de ping pong
30:49se alejó
30:50de la de tenis.
30:51Se crea
30:52una enorme
30:53eyectación
30:53de materia
30:54en todas direcciones
30:56así como
30:57una increíble
30:58explosión de luz
30:59que hace
31:00que la supernova
31:01sea más brillante
31:03que una galaxia entera
31:04durante un periodo
31:06de varios días.
31:07Así que tenemos
31:08dos tiempos
31:09muy diferentes
31:10en la física
31:11del proceso
31:11un tiempo
31:13muy largo
31:14para la fusión
31:15y un tiempo
31:16muy corto
31:17para la explosión
31:18es un fenómeno
31:19natural
31:20asombroso.
31:22Consideramos
31:23la gravedad
31:24como una fuerza
31:25estabilizadora
31:25a nivel local
31:26es lo que nos da
31:27nuestro marco
31:28de referencia
31:29pero es increíble
31:30pensar
31:31que en última instancia
31:32la gravedad
31:33acaba siendo
31:33una fuerza
31:34destructiva
31:35a gran escala.
31:38Cuando aceptaron
31:39la teoría
31:39de las supernovas
31:40los astrónomos
31:42se quedaron
31:43perplejos
31:43al descubrir
31:44que no todas
31:45estas explosiones
31:46estelares
31:47provenían
31:47de una estrella
31:48de masa alta.
31:51Algunas explosiones
31:53tienen su origen
31:54en una enana
31:55blanca fría
31:56que se ha acercado
31:57al límite crítico
31:58de Chandrasekhar
31:59hazaña
32:01que implica
32:02un baile cósmico
32:03entre dos estrellas
32:04muy próximas.
32:08En nuestro universo
32:09alrededor del 70%
32:11de las estrellas
32:12se encuentra
32:13en sistemas binarios
32:14cuando dos estrellas
32:15ocupan un sistema binario
32:17están unidas
32:18por la gravedad
32:19giran alrededor
32:20una de la otra.
32:22Las estrellas
32:22de un sistema binario
32:23pueden tener
32:24características
32:25muy diferentes.
32:27A veces
32:28se encuentran
32:28en diferentes etapas
32:30evolutivas
32:30dentro del mismo sistema.
32:32Puede haber
32:33una enana blanca
32:34con una supergigante roja
32:35o una estrella
32:36en la secuencia principal.
32:38Si esas estrellas
32:39están lo suficientemente cerca
32:41cuando una se expande
32:42la materia puede caer
32:43sobre la compañera
32:44y a medida
32:45que avanza este proceso
32:46la acumulación
32:47de material
32:48de forma intermitente
32:49puede dar lugar
32:50a explosiones nucleares
32:51en la superficie
32:52lo que se conoce
32:53como NOVAS.
32:54Sin embargo
32:54la acumulación
32:55de material
32:56y la compresión gradual
32:57de la enana blanca
32:58hará que incluso
32:59la presión degenerativa
33:00de los electrones
33:01deje de ser suficiente
33:02para sostenerla.
33:04Cuando la enana blanca
33:05se acerca
33:06a su crescendo
33:07y alcanza
33:08el límite de masa
33:09la danza
33:10se detiene
33:11en un repentino
33:11espectáculo
33:12de combustión cósmica
33:14un final
33:15marcado
33:15por una gran supernova.
33:19La explosión
33:20de una estrella
33:20enana blanca
33:21se conoce
33:22como supernova
33:22de tipo 1A.
33:24La teoría
33:25de lo que hay
33:26más allá
33:26del umbral
33:27de la masa crítica
33:28ha revolucionado
33:30nuestra arraigada
33:31visión aristotélica
33:32del universo
33:33que presenta
33:35el cielo
33:35como un lugar
33:36tranquilo.
33:41Ahora sabemos
33:42que el espacio exterior
33:43está lleno
33:44de violentas
33:45erupciones.
33:45observar estos
33:52sombríos
33:52acontecimientos
33:53resulta muy útil
33:55para los científicos
33:56ya que pueden
33:57recoger indicios
33:58en los fragmentos
33:59de polvo estelar
34:00para medir
34:01nuestra expansión
34:02cósmica.
34:05Una de las cosas
34:06más bellas
34:06de las supernovas
34:07del tipo 1
34:08es que la supernova
34:10ocurre
34:10cuando la enana blanca
34:11alcanza
34:12ese límite crítico
34:13y eso sucede
34:14en un momento
34:15de masa
34:15muy específico.
34:17Por tanto,
34:18la explosión
34:19también tiene
34:20una luminosidad
34:21muy específica.
34:23Si se observa
34:24una supernova
34:25de este tipo
34:25en una galaxia
34:26se puede medir
34:28su distancia
34:28porque se sabe
34:29lo brillante
34:30que debería ser.
34:32Sería como
34:32darle a un amigo
34:33una bombilla
34:34de 60 vatios
34:35y pedirle
34:36que se aleje de ti
34:37una distancia
34:37determinada.
34:39Deberías ser capaz
34:40de saber
34:41a qué distancia
34:41está tu amigo
34:42solo con la cantidad
34:43de luz
34:44que recibes
34:44en tu ubicación
34:45y cuánta luz
34:46sabes que emite
34:47la bombilla.
34:49Las supernovas
34:50en nuestra galaxia
34:51son poco frecuentes
34:53en el transcurso
34:54de una vida humana.
34:56Ocurren
34:56aproximadamente
34:57una vez
34:57cada siglo
34:58como media.
35:00Para estudiar
35:02estos cataclismos
35:03los científicos
35:04deben buscar
35:05las señales
35:05que indican
35:06la presencia
35:06de estrellas
35:07anteriores.
35:12El universo
35:13es tan grande
35:14que cuando vemos
35:16una supernova
35:17incluso en nuestra
35:18Vía Láctea
35:19no significa
35:20que la supernova
35:21haya ocurrido
35:22en este momento.
35:23Lo que vemos
35:24es la luz
35:25de la supernova
35:26y dependiendo
35:28de lo lejos
35:29que esté
35:29puede que ocurriera
35:32hace 10.000
35:33o 100.000 años.
35:35Como forenses
35:37del cosmos
35:38los científicos
35:39pueden extraer
35:40pistas vitales
35:41de los restos
35:41de las estrellas muertas
35:42para descubrir
35:44la causa
35:44de su destrucción.
35:47El astrónomo
35:49Fritz Zuiki
35:50fue un pionero
35:51en este campo.
35:53Fue uno
35:53de los primeros
35:54en postular
35:55la existencia
35:55de pequeños
35:56y densos puntos
35:57en el firmamento
35:58conocidos como
36:00estrellas de neutrones
36:01que serían
36:02los cadáveres
36:03de antiguas
36:04supergigantes.
36:05Para que una estrella
36:09se convierta
36:10en un resto
36:10de estrella
36:11de neutrones
36:11debe tener
36:12una masa original
36:13entre 8 y 20 veces
36:15la masa del Sol
36:15debido a la combustión
36:17de elementos
36:17y a la formación
36:18de un núcleo
36:19de hierro.
36:20Entonces la estrella
36:21explotará
36:21en forma de supernova
36:22y dejará un cadáver
36:23que en este caso
36:25será una estrella
36:26de neutrones.
36:27Unos neutrones
36:28degenerados
36:29ejercen presión
36:30sobre un neutrón
36:31lo que impide
36:31que se colapse.
36:33La gravedad
36:33comprime la materia
36:34de estos núcleos
36:35hasta el punto
36:36de que los electrones
36:37son capturados
36:38por los protones
36:39en los núcleos atómicos.
36:41Lo que queda
36:42son solo neutrones.
36:44Es tan denso
36:45que en lugar
36:46de una enana blanca
36:47en la que toda la masa
36:49del Sol
36:49está comprimida
36:50en el tamaño
36:51de la Tierra,
36:52ahora toda la masa
36:53del Sol
36:54está comprimida
36:55en algo del tamaño
36:56de Manhattan.
36:59Las estrellas
36:59de neutrones
37:00son muy difíciles
37:01de detectar.
37:03No emiten mucha luz,
37:04pero debido
37:05a su potente
37:05campo magnético
37:06sí emiten
37:07chorros relativistas.
37:11También giran
37:12muy rápido,
37:13a veces
37:14cientos de veces
37:15por segundo.
37:16Algunos de ellos
37:16están tan perfectamente
37:18alineados
37:18que estos chorros
37:19relativistas
37:20cruzan nuestra línea
37:21de visión.
37:22Así que lo que observamos
37:25es un destello
37:26del momento
37:27en que el chorro
37:28está apuntando
37:28a la Tierra.
37:30A estos objetos
37:31se los denomina
37:32púlsares.
37:33Las estrellas
37:34de neutrones
37:35más poderosas
37:36tienen campos magnéticos
37:37que se reordenan
37:38de vez en cuando
37:39en grandes eventos
37:40denominados deslizamientos.
37:42Y aunque se encuentren
37:43a miles de años
37:44luz de la Tierra,
37:45han producido
37:46destellos detectables
37:47o deslizamientos
37:48en la recepción
37:49de la televisión.
37:51Las estrellas
37:52de neutrones
37:53son algunos
37:54de los objetos
37:54más densos
37:55de nuestro universo.
37:57Una cucharadita
37:58de su material
37:59pesaría más
38:00de mil millones
38:01de toneladas
38:01en la Tierra.
38:03Pero esta escala
38:04celeste
38:04tiene un límite.
38:09El núcleo
38:10de una estrella
38:11solo puede tener
38:12una masa
38:13de hasta unas
38:13tres veces
38:14la del Sol
38:15para permanecer
38:16en este estado
38:17de neutrones.
38:18Si supera
38:19esta masa,
38:20está abocada
38:21a convertirse
38:22en un agujero negro.
38:25En realidad,
38:27los agujeros negros
38:28ni son agujeros
38:29ni son negros.
38:31Según la teoría
38:32de la relatividad
38:33general de Einstein,
38:35la masa puede llevar
38:36a curvar
38:36el espacio-tiempo
38:37y en el caso
38:38de un agujero negro,
38:39esta masa está concentrada
38:40en un espacio
38:41muy reducido,
38:42por lo que la curvatura
38:43es extremadamente fuerte.
38:45Detectar estos objetos
38:47directamente
38:47es bastante complicado,
38:49pero la singularidad
38:50que indica
38:50que se trata
38:51de un agujero negro
38:52está enmascarada,
38:53por lo que se conoce
38:54como horizonte
38:55de sucesos.
38:56Se trata
38:56de una región
38:57del espacio
38:57donde las fuerzas
38:58gravitatorias
38:59son tan intensas
39:00que nada puede
39:00escapar de ella.
39:01Podemos observar
39:02cómo se mueve
39:03la materia
39:04alrededor del agujero negro
39:05y utilizar esta información
39:06para identificar
39:07los agujeros negros
39:09en el espacio.
39:09A pesar de la creencia
39:12popular
39:13de que un agujero negro
39:14es un vacío,
39:16la nada,
39:17estos fenómenos cósmicos
39:19están formados
39:20por tanta materia
39:21que la gravedad
39:23impide que nada,
39:24ni siquiera la luz,
39:26escape de ellos.
39:29Sin embargo,
39:30existe un escenario
39:31de supernova
39:32que no deja núcleo.
39:34Este es el caso
39:35de las que se originan
39:36a partir de una enana blanca
39:38en un sistema binario,
39:39las denominadas
39:41tipo 1A.
39:44En este caso concreto,
39:46la estrella entera
39:47desaparece
39:47y se convierte
39:49en parte de la nebulosa
39:50de la supernova.
39:52Una forma
39:53de obtener información
39:54sobre la estrella
39:54original de la supernova
39:56es buscar elementos
39:58formados en ella
39:59para saber
40:00si se trataba
40:01de una estrella
40:02de primera
40:02o de segunda generación,
40:04si estaba compuesta
40:05principalmente de hidrógeno
40:07o si tenía
40:08otros elementos
40:09característicos
40:10de una estrella
40:11reciclada.
40:14Sin embargo,
40:15en algunos casos,
40:17estas mediciones
40:17no coinciden.
40:20En las últimas décadas,
40:22los científicos
40:23han identificado
40:24una peculiaridad
40:25en sus datos,
40:27restos que indican
40:27una supernova
40:28de colapso de núcleo,
40:30pero que carecen
40:31de la masa correspondiente.
40:31correspondiente.
40:34¿Podría haber más
40:35formas de explosión
40:36estelar
40:36de las que conocemos?
40:39Una pista
40:40para resolver
40:40este enigma
40:41podría encontrarse
40:42en nuestra propia casa.
40:45En 1054,
40:47astrónomos
40:48de toda Asia
40:48documentaron
40:49la aparición
40:50de una nueva estrella
40:51en la constelación
40:52de Tauro.
40:54El objeto brillaba
40:56tanto
40:56que fue visible
40:58a plena luz
40:58del día
40:59durante unas tres semanas.
41:02Posteriormente,
41:03brilló en el cielo
41:04nocturno
41:05durante 21 meses
41:06antes de desaparecer.
41:07Aunque resultó
41:10desconcertante
41:11en su momento,
41:12hoy sabemos
41:13que lo que observaron
41:14aquellos astrónomos
41:15no fue la aparición
41:16de una estrella nueva,
41:18sino la detonación
41:19de una
41:19en nuestra Vía Láctea,
41:21cuyos restos
41:21hoy conocemos
41:22como la Nebulosa
41:23del Cangrejo.
41:26La Nebulosa
41:27del Cangrejo
41:28se encuentra
41:29a unos 6.500 años
41:30luz de la Tierra.
41:32Esta nebulosa
41:33es muy importante
41:35para la comprensión
41:37de las supernovas,
41:40ya que es una
41:41de las más estudiadas.
41:43La Nebulosa
41:44en sí
41:45es impresionante.
41:46En ella
41:47se pueden observar
41:48delicadas ramificaciones
41:49que indican
41:49la presencia
41:50de diferentes elementos.
41:52Como en el centro
41:53de la explosión
41:54quedó un púlsar,
41:56sabemos que tuvo
41:57que participar
41:57una estrella masiva
41:59como progenitora,
42:00por lo que fue
42:01una supernova
42:02del tipo 2.
42:03Los modelos
42:04sugieren
42:05que las estrellas
42:06tendrían
42:06unas 10 veces
42:07la masa del Sol.
42:09Sin embargo,
42:10si sumamos
42:10la materia
42:11de la Nebulosa
42:12y la del resto
42:12en forma de estrella
42:13de neutrones,
42:14no alcanzamos
42:15los 10 soles
42:16que deberían estar ahí.
42:17Por tanto,
42:18hay un gran enigma
42:19sobre el paradero
42:20de esa masa restante.
42:23Algunas observaciones
42:24de la Nebulosa
42:25del Cangrejo
42:25llevaron a los investigadores
42:27a creer
42:27que la estrella
42:28progenitora
42:29de la supernova
42:29era en realidad
42:30un tipo especial
42:31de estrella
42:32llamada RAC,
42:33rama asintótica gigante.
42:35Tienen una velocidad
42:37de escape
42:38muy alta
42:39y crean
42:39grandes nubes
42:40de polvo
42:41y gas alrededor.
42:43Si en el centro
42:44hubiera habido
42:44una estrella RAC
42:45con una nube
42:46de polvo
42:47y gas alrededor,
42:48esta nube
42:49habría sido pequeña
42:50en comparación
42:51con el tamaño
42:52de la supernova.
42:54Cualquier rastro
42:55de esta interacción
42:56estaría muy cerca
42:57de su centro,
42:58por lo que es difícil
42:59encontrar restos
43:00es porque la onda
43:01expansiva
43:02ya lo ha atravesado
43:03todo.
43:05Sin embargo,
43:06en 2018
43:07los científicos
43:08encontraron pruebas
43:09de una supernova
43:10mucho más reciente
43:12denominada
43:13SN2018ZD
43:15que presentaba
43:17las mismas
43:17características
43:18inusuales.
43:20La explosión
43:21fue tan reciente
43:22que pudieron estudiar
43:23imágenes de archivo
43:24de su probable
43:25estrella progenitora
43:26y comprobar
43:27que era consistente
43:28con las extrañas
43:29RAG.
43:30Según su teoría,
43:33podría ser la señal
43:34de un tercer tipo
43:35de erupción estelar,
43:36conocida como
43:37supernova
43:37de captura
43:38de electrones.
43:42Para las estrellas
43:45que casi alcanzan
43:46la masa necesaria
43:47para provocar
43:48una supernova
43:49de tipo 2,
43:50se ha propuesto
43:51que el magnesio,
43:52el león
43:53y otros elementos
43:54de ese peso atómico
43:56capturan los electrones,
43:59lo que reduce
43:59la presión
44:00hacia afuera.
44:02Como consecuencia,
44:04la gravedad
44:05se intensifica
44:06y este proceso
44:08puede dar lugar
44:09a una estrella
44:11de neutrones,
44:13aunque no se haya
44:14producido hierro
44:15y níquel
44:15en el núcleo.
44:18A este tipo
44:19de supernova
44:19se le conoce
44:20como supernova
44:21Goldilocks,
44:22porque para que se produzca
44:24una supernova
44:24de captura
44:25de electrones,
44:26tienen que darse
44:27unas condiciones
44:27de masa específicas.
44:30Lo interesante
44:31de este estudio
44:32es que la estrella
44:33que generó
44:34esta supernova
44:34reunía todas
44:35las características
44:36de una supernova
44:37de captura
44:38de electrones.
44:39Tenía un núcleo
44:41de estrella
44:41de neutrones,
44:43una composición
44:44química inusual
44:45y parece que se formó
44:47a partir
44:47de una superrack.
44:49Al observar
44:50el universo
44:51vemos muchas
44:52variantes extrañas.
44:53Por tanto,
44:55nuestro conocimiento
44:56y comprensión
44:57de los tipos
44:58de explosiones
44:59estelares posibles
45:00no está completo.
45:02Siempre puede haber
45:03otros tipos
45:04de supernovas
45:05menos comunes
45:06que distorsionen
45:07las estadísticas,
45:09sobre todo
45:09cuando observamos
45:10el universo primitivo.
45:13Las supernovas
45:14pueden tardar
45:15millones de años
45:16en desaparecer
45:17por completo
45:18y nos ofrecen
45:19una biblioteca
45:20repleta
45:21de historia celestial
45:22antigua.
45:23Sin embargo,
45:25cuanto más antiguos
45:26son los restos
45:27de una estrella,
45:28más difícil
45:29es estudiarlos,
45:30ya que sus restos
45:31se expanden
45:32y diluyen
45:32entre la materia
45:33interestelar.
45:36De esta mezcla cósmica,
45:38sin embargo,
45:39surge un fenómeno
45:40maravilloso,
45:42la creación
45:43de nuevas estrellas
45:44y el origen
45:45mismo de la vida.
45:49Las explosiones
45:50de supernovas
45:51son un proceso
45:52increíblemente
45:53importante
45:53en el universo,
45:55ya que cuando
45:55explotan las estrellas,
45:57dejan atrás
45:58todo lo que crearon.
46:00Ese material
46:00acabará por
46:01condensarse
46:02en un disco
46:02de escombros giratorio
46:03alrededor
46:04de una estrella
46:05en formación
46:05y los elementos
46:07pesados
46:08presentes
46:09en ese disco
46:09podrían ser
46:10los materiales
46:11necesarios
46:12para formar
46:13planetas rocosos
46:14como la Tierra,
46:15por ejemplo.
46:17De las supernovas
46:18brotan
46:19los gérmenes
46:19de la vida,
46:22los compuestos
46:22esenciales
46:23para la evolución
46:24de los organismos
46:25terrestres.
46:28Casi todo
46:29lo que vemos,
46:30tocamos
46:30y respiramos
46:31es el residuo
46:33de lo que
46:34el astrónomo
46:35Carl Sagan
46:36llamó
46:36materia estelar.
46:38Carl Sagan
46:41dijo que
46:42todos estamos
46:42hechos
46:43de materia estelar
46:44y no podría
46:46ser más cierto.
46:47El calcio
46:47de los huesos,
46:48el carbono
46:49de los cuerpos
46:50y el oxígeno
46:52que respiramos
46:53provienen
46:54de generaciones
46:55anteriores
46:56de estrellas.
46:59En astronomía
47:00hemos aprendido
47:01recientemente
47:02que los sistemas
47:03planetarios
47:03parecen ser
47:04bastante comunes,
47:06lo que tendría
47:07implicaciones
47:08para la probabilidad
47:10de que se forme
47:11vida similar
47:12a la de la Tierra.
47:15Podemos utilizar
47:16las estrellas
47:17para estudiar
47:17reacciones nucleares
47:19que no podemos
47:19probar en la Tierra.
47:21Es un ejemplo
47:22de cómo la astrofísica
47:23marca los pasos
47:24de la física.
47:25A medida que
47:26el universo
47:27continúa expandiéndose,
47:28la disponibilidad
47:29de gas y polvo
47:30irá disminuyendo
47:31con el tiempo,
47:32por lo que
47:33en última instancia
47:34todo se irá apagando.
47:35Entonces,
47:37¿cuál es nuestro destino?
47:39¿Qué marcará
47:40el triste final
47:41de la estrella luminosa
47:42que llamamos Sol?
47:46El Sol
47:47es una estrella
47:48enana,
47:48por lo que
47:49acabará
47:50convirtiéndose
47:50en una estrella
47:51roja gigante.
47:54Se expandirá
47:54tanto
47:55que engullirá
47:56Mercurio y Venus
47:57con total seguridad
47:58y quizá también
48:00la Tierra,
48:01pero dentro
48:02de 5.000 millones
48:03de años.
48:05De momento,
48:06el reloj del Sol
48:07no es motivo
48:08de preocupación.
48:10Pero,
48:11¿qué hay
48:11de las estrellas
48:12vecinas?
48:13¿Las explosiones
48:14estelares
48:15en las inmediaciones
48:16podrían enviar
48:17ondas de choque
48:17a través
48:18de nuestro sistema solar?
48:22Betelgeuse
48:22es una de las
48:23supergigantes rojas
48:24más cercanas
48:25a la Tierra.
48:26Es enorme.
48:28Es unas 700 veces
48:29más grande
48:30que el Sol
48:31y se encuentra
48:32a unos 725 años
48:34luz de la Tierra.
48:35Se encuentra
48:36en la constelación
48:37de Orión
48:37y es la estrella
48:39anaranjada.
48:41Nos encontramos
48:42a unos 26.000 años
48:44luz del centro
48:45de nuestra galaxia.
48:47Betelgeuse,
48:48por otro lado,
48:49está muy cerca
48:50de nosotros,
48:51a solo 50 veces
48:52la distancia
48:53del centro
48:53de la galaxia.
48:55En 2019,
48:56la luminosidad
48:57de Betelgeuse
48:58disminuyó
48:59durante unos meses.
49:01Esto llevó
49:02a los astrónomos
49:02a creer
49:03que estaba a punto
49:04de convertirse
49:04en supernova.
49:05Ahora,
49:07sabemos que este evento,
49:08conocido
49:09como el gran
49:10oscurecimiento,
49:11se debió,
49:12en realidad,
49:13a una gran
49:13eyección de masa.
49:15Este material
49:16ocultó la luz
49:17de la estrella
49:18durante un breve
49:18periodo de tiempo.
49:21Si Betelgeuse
49:22explotara,
49:24estaríamos a salvo
49:25en la Tierra.
49:26No destruiría
49:27el planeta,
49:28pero sería
49:29una oportunidad
49:29única
49:30para estudiar
49:31en detalle
49:31cómo funcionan
49:32las supernovas.
49:35Teniendo en cuenta
49:36que estamos
49:37a 700 años
49:38luz de esta estrella
49:39gigante,
49:41es posible
49:41que Betelgeuse
49:43ya haya explotado,
49:44pero que la luz
49:45de su material
49:46eyectado
49:46aún no haya llegado
49:47a la Tierra.
49:51Mientras los científicos
49:52esperan ansiosos
49:53este evento
49:54inevitable,
49:56siguen escaneando
49:56el cielo
49:57en busca
49:57de otras detonaciones
49:59estelares.
50:00No podemos
50:01predecir
50:01cuándo va a ocurrir
50:03una supernova.
50:05Lo que hacen
50:05los astrónomos
50:06es utilizar
50:07telescopios
50:08que escanean
50:09todo el cielo
50:09durante la noche,
50:11de modo
50:12que cada día
50:13se obtienen
50:14múltiples imágenes
50:15del cielo visible
50:16desde la ubicación
50:17del telescopio.
50:19Así,
50:20podemos detectar
50:21muy rápidamente
50:22cualquier objeto fugaz.
50:23Un ejemplo
50:25de este tipo
50:25de sondeos
50:26es el telescopio
50:27Vera Rubin
50:28que se está
50:30construyendo
50:30actualmente
50:31en Chile.
50:32Tiene uno
50:33de los campos
50:34de visión
50:34más grandes.
50:36Los científicos
50:38siguen observando
50:39el cielo,
50:40estudiando
50:41nuestro linaje
50:42cósmico
50:42para desvelar
50:43los misterios
50:44que nos esperan.
50:45las estrellas
50:49como maestras
50:50de la génesis
50:51y la destrucción
50:52quizá poseen
50:53el mayor poder
50:54en el universo
50:55conocido.
50:58Sin embargo,
51:00nos recuerdan
51:00que,
51:01entre el caos,
51:02por turbulento
51:03que sea,
51:04se esconde
51:05la promesa
51:05de una posibilidad
51:06profunda.
51:07Esto me hace pensar
51:12en los anillos
51:13que llevo puestos,
51:15en el aire
51:15que respiro.
51:17Todo ha sido
51:17parte de las estrellas
51:19en algún momento.
51:20Todos somos
51:21polvo de estrellas.
51:23La gente lo dice.
51:26¿Qué significa?
51:28Y si te paras
51:29a pensarlo
51:30de verdad,
51:31es increíble.
51:56La gente lo dice.
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