3 de abril de 2009

Las primeras estrellas

Las primeras estrellas

El nacimiento de las primeras estrellas

¿Es posible imaginar un universo, en el cual no hay planetas, lunas y estrellas? En ese tiempo, aproximadamente 100 hasta 250 millones de años después del Big-bang, el universo no se componía de otra cosa que no fuese 75% de Hidrógeno y 25% de Helio (con trazas de Litio). Todo era oscuro, ninguna luz iluminaba el cosmos, que sólo se componía de los gases mencionados, no hubo otros elementos y menos aún polvo (En el desarrollo de las estrellas, vimos lo importante que es el polvo, cuando se trata de enfriar una nube de gas en contracción). En este escenario, sin embargo se han logrado formarse las primeras estrellas de la población III (Población I son estrellas jóvenes, ricas en metales, estrellas viejas pobres en metales pertenecen a la población II; los astrónomos designan como “metal” a todos los elementos más pesados que el Helio). ¿Pero que gatilló esta contracción? Por ejemplo la presión proveniente de una supernova, no se puede considerar, ya que aún no había estrellas. ¿Y si a pesar de todo se producía la contracción, existió un mecanismo de enfriamiento? ¿Entonces como fue posible la formación de estrellas?



Preguntémonos primero, si en una mirada al universo, aún es posible descubrir estrellas, que pertenecen a la primera generación. ¿Y como las podemos distinguir de otros ejemplares más jóvenes?

Esto sería posible mediante investigaciones espectroscópicas de la luz estelar. Si las primeras estrellas sólo se componían de Hidrógeno y Helio, entonces en el espectro no deberían aparecer otros metales (elementos). Sin embargo en el interior de una estrella como estas, son incubados nuevos elementos, pero el centro no es convectivo, es decir, por el movimiento calórico nada es transportado hacia fuera. Una estrella como estas hasta ahora no se ha encontrado y esto seguirá siendo así: Estrellas de la población III ya no pueden existir, como lo veremos ahora.

¿se veían así las primeras estrellas? Una representación artística.
Con la gentil autorización de Robert Hurt, SSC, JPL, CalTech, NASA

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De investigaciones de la radiación de fondo cósmica sabemos, que en el universo prístino hubo fluctuaciones de densidad, se las podrían designar como grumos en la sopa original.

La materia oscura, seguramente tuvo un rol muy importante en esto, ya que se formó junta a la materia. Mientras que las fluctuaciones de la densidad constantemente eran alisadas por la radiación (los choques de los fotones evitaban la conglomeración de partículas), la materia oscura no interactuaba con esto. Ella se desenvolvió en una red de estructuras filamentosas, a lo largo de la cual, se acumulaba poco a poco, la materia atraída por la gravitación. En los nódulos que se formaron de las concentraciones, se pudieron desarrollar las primeras pequeñas protogalaxias. Estas se juntaban formando galaxias. Estas redes aún hoy son reconocibles, si se observa como están repartidas las galaxias en el universo. También en las protogalaxias que quizás tenían 100 000 hasta 1 millón de veces la masa solar, se formaban de redes filamentosas mas pequeñas.



En este cuadro esta representada la distribución de la materia negra en el universo. Se puede ver un recorte del cielo de aproximadamente 9 veces el tamaño del diámetro de la Luna llena. Obtenido de fotografías del telescopio espacial Hubble, donde se nos muestra, como la materia – o sea, polvo, gas, estrellas y galaxias – están anidados en la estructura básica de la materia negra. La luminosidad de los grumos indica la densidad de la acumulación de la masa. Más de 1000 horas de observación fueron necesarios, para obtener la mayor visión de conjunto de la distribución de la materia oscura.

Con la gentil autorización de NASA, ESA y R. Massey (California Institute of Technology)

Los nódulos entonces se juntaron gravitacionalmente. Mediante esto los nódulos primordiales de gas, se calentaron sobre los 1000 [K] ¿pero como pudo producirse ahora el enfriamiento? Debido a esta alta temperatura, la presión del gas debió haber sido tan enorme, de manera que era imposible que la contracción continuara hasta la formación de una estrella. Ahora, a la sazón, el Hidrógeno se encontraba en estado atómico, sin embargo de vez en cuando algunos átomos se unían para formas Hidrógeno molecular (H2). Debido a esta disminución del volumen, también disminuyó la presión existente en la nube, la densidad del gas aumentó, y las primeras contracciones comenzaron.




En una simulación hecha mediante un computador, vemos en el joven universo, la materia agrupada en forma de filamentos. A una edad de 1 millón de años, las estructuras estaban totalmente desarrolladas.

Las moléculas H2 colisionaban a menudo con átomos de Hidrógeno. En estas colisiones son estimulados los electrones por la transmisión de la energía cinética. Ellos abandonan su estado base y adquieren un nivel energético más alto (En el modelo atómico de Bohr se decía, que se trasladaban a una capa más alta). Pero un electrón estimulado no se puede mantener mucho tiempo en un nivel más alto, cae a su nivel anterior, y entrega su energía sobrante en forma de un fotón. Los fotones no son más que pequeñísimos paquetes de energía y al mismo tiempo la parte más pequeña de una onda electromagnética. De esta manera se emite luz infrarroja de onda larga, por la cual las nubes eran enfriadas a quizás 200 – 300 [K]. Esta temperatura aún relativamente alta nos dice; que la masa de Jeans de las nubes de aquel entonces, debió haber sido notoriamente más alta que en las actuales GMC (giant molecular clouds). Y a ser, por un factor de hasta 1000. Ya que la masa de Jeans en una GMC es aproximadamente la de la masa solar, los grumos de gas, en aquel entonces debieron haber tenido unas 1000 veces la masa del Sol, para poder contraerse. Correspondientemente, las primeras estrellas de la población III, deben haber sido gigantes de por lo menos 100 hasta posiblemente 1000 veces la masa solar. Su desarrollo fue increíblemente rápido y ya en 3 hasta 4 millones de años (inestabilidad de pares) explosiones de supernovas. Esta es la razón por la cual hoy ya no existen estrellas de la población III.

Con la gentil autorización de Tom Theuns, MPA

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El universo en el tiempo de las gigantes de la población III, debió haber ofrecido un aspecto muy peculiar. Debido a su enorme masa, estas estrellas eran muy sensibles a las menores perturbaciones. No sólo por un extremo viento solar aventaban al espacio grandes cantidades de materia, también tuvo que haber habido grandes erupciones, en las cuales fueron expulsados grandes masas. La estrella Eta Carinae nos da una impresión del espectáculo de aquellos tiempos. Si los núcleos atómicos, habían capturado electrones, para formar con esto átomos neutrales (recombinación), después del enfriamiento del cosmos (después de aproximadamente unos 300 000 años), ahora cambió todo. Las estrellas de la población III, debido a su vertiginosa fusión, eran extremadamente calientes e irradiaban principalmente en el campo de la luz UV altamente energética. Esto, a su vez calentaba tanto al gas, que nuevamente los electrones abandonaban los núcleos atómicos, ahora hablamos de la reionisación (aprox. 150 hasta 400 millones de años) – el medio interestelar e intergaláctico se ionizó de nuevo.




En el interior de las primeras estrellas, fueron incubados nuevos elementos que hasta ahora no existían en el universo: Carbono, Oxígeno, Silicio, Nitrógeno, y muchos otros más entraban en escena por las explosiones de las supernovas. Estos enriquecieron al medio primordial con metales, que desde ahora mostraba propiedades totalmente distintas. En primera línea fueron liberados grandes cantidades de Oxígeno y Carbono. Cuyos átomos colisionaban entre ellos en las nubes en contracción, donde nuevamente fueron catapultados a niveles energéticos más altos. Ellos lograron regresar a su estado original, mediante la liberación de su energía excedente en forma de emisión de fotones. Las diferencias energéticas entre el estado estimulado y el básico no eran tan altas, por esto se habla de un enfriamiento de estructura fina, que llevaba hacia la disminución de la temperatura del gas. Además, todos los metales expulsados por las estrellas reaccionaban entre si, formando compuestos químicos, por ejemplo, se combinaban el Silicio con el Oxígeno, formando Óxido de Silicio, etc. De esto se formó adicionalmente el codiciado polvo, para los procesos de enfriamiento para el desarrollo posterior. Ahora las contracciones son mucho más rápidas y solo se pudieron formar estrellas relativamente más pobres en masa de la población II.

Con la gentilautorización de Davis A. Aguilar, CfA


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Misterios cósmicos

Debido a que las estrellas de la primera generación fueron tan masivas, prontamente debería expirar su tormentosa vida. Aquel que ya tiene algunos conocimientos, sabrá que la muerte de una de estas estrellas finalmente puede consistir en un hoyo negro. Hoyos negros estelares como estos, inicialmente exhiben algunas masas solares. Una gran parte de la materia estelar primeramente fue expulsada como viento solar y luego en la explosión de la supernova. Si esta masa aún se encuentra en las cercanías, entonces puede ser absorbida de inmediato, por el hoyo negro. Ahora nos encontramos con otra y muy significativo problema:

En los centros de Quasares muy lejanos, nos encontramos con hoyos negros que ya muestran una masa de varios miles de millones de masas solares. Ellos acreditan materia en forma agresiva, pero esto sólo resulta hasta un determinado límite. Mientras más materia se encuentra en el disco de acreción, tanto más grande es la fricción y tanto más elevada es la temperatura. Al final, debido a la radiación emitida se ejerce una presión tan alta, que incluso es expulsado materia del disco de acreción. La acreción sólo se logra hasta un determinado límite, el tal llamado Eddington – Limit. O sea, un hoyo no puede crecer a una velocidad cualquiera. Observemos entonces a un quasar a una distancia de 12,9 mil millones de años luz, entonces tienen una edad de unos 800 millones de años (el universo tiene una edad de 13,7 mil millones de años; 12,9 + 0,8 = 13,7). Ahora un hoyo negro, en este tiempo relativamente tan corto, no puede aumentar de esta manera mediante la acreción de materia normal, de manera que se haga tan pesado como mil millones de soles. ¡Aquí sucedió algo totalmente diferente!

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¿Neutrinos estériles?

Una pequeña pregunta intermedia: ¿Por qué y como algunas estrellas de neutrones, en su formación reciben una “patada” de tal magnitud, que salen volando en una dirección determinada y a una velocidad extrema?




Aquí vemos la nebulosa de la Guitarra. En la punta del cono se mueve una estrella de neutrones con más de 1000 [Km/s] a través el gas interestelar. Deja atrás una especie de ola de popa, que desde nuestro punto de vista, tiene la forma de una guitarra. La nebulosa de la Guitarra, se encuentra en la constelación de Cefeo y está a penas a una distancia de 6,5 millones de años luz, de nosotros. La velocidad de la estrella de neutrones (que al mismo tiempo también es un pulsar) y la expansión de la figura, sugieren una expansión de sólo 300 años.

Con la gentil autorización del observatorio de Mount Palomar

¿Qué es lo que hace que las estrellas de neutrones se hacen tan veloces? A muchas de ellas las vemos huyendo a una velocidad de varios cientos de kilómetros por segundo, algunas, como la de arriba, con hasta 1660 [Km/s]. Seguramente es posible, que una explosión de una supernova no sea circularmente simétrica, y así se crea una reacción de retroceso en una dirección, parecido similar a un motor de cohete. Pero sin embargo existe una hipótesis mucho más elegante. La culpa de la patada, que recibe una estrella de neutrones, podrían ser neutrinos estériles. Hasta ahora la existencia de estas partículas aún no ha sido demostrada. Esto tampoco va a ser fácil, ya que interactúan con menor frecuencia aún que los neutrinos “normales”. Si es que existen, muchos de los neutrinos “normales”, que son expulsados en una explosión de una supernova, transformarse en una forma estéril, que ya no interactúa en el centro, con el resto de la estrella. Originalmente influenciado en su dirección, huyen y actúan de esta manera como un motor a reacción, por el increíblemente fuerte campo magnético, de la recién formada estrella de neutrones.

Ahora se presente la pregunta justificada ¿Qué tienen que ver los neutrinos estériles con las primeras estrellas? La hipótesis establecida en 2006 por Peter Biermann, Instituto Max-Planck para radioastronomía, y Alexander Kusenko, University of California, dice, que la desintegración de neutrinos estériles pudo haber acelerado notoriamente la formación de moléculas de Hidrógeno. Las primeras estrellas de la población III, ya a la edad de 20 hasta 100 millones de años pudieron haberse inflamados.



Los neutrinos son los “bichos” más raros en el zoológico de las partículas. No tienen carga y casi no interactúan con otras partículas. Conocemos tres tipos, el neutrino electrónico, el neutrino muónico y el neutrino tauónico. Locamente oscilan entonces de un tipo a otro tipo. En experimentos del Liquid Scintillator Neutrino Detector, en el Los Alamos Nacional Laboratory, ya en 1995 se encontraron indicios sobre la existencia de los neutrinos estériles (estéril debido a que, no están sometidos a la interacción débil como el resto de los neutrinos, si no, que interactúan exclusivamente por la gravedad). En el año 2007 vino la desengaño: En el Fermi Nacional Accelerator Laboratory en Batavia se dirigieron rayos de neutrinos-muónicos hacia un gigantesco estanque con el nombre de MiniBooNE, para ver cuantos neutrinos-electrones se formaron. En el cuadro se ven algunos de los 1250 foto multiplicadores del detector, llenado con aceite mineral en muy raros procesos de dispersión, los neutrinos que en el aceite originan electrones y muónes, que son más rápidos que la luz en este medio. Con lo cual emiten la tal llamada radiaciones de Tscherenkow, que es registrada. Los resultados correspondían totalmente a las expectativas del modelo estándar de la física de partículas. Ya no existe el más mínimo indicio sobre la existencia de los neutrinos estériles.

Con la gentil autorización de Fermilab

Esto fue un duro revés y ahora hay que seguir en la búsqueda la “bota” que le da el puntapié a la estrella de neutrones. Creados con el Big-bang, los neutrinos estériles también pudieron haber sido una parte esencial de la materia oscura, si su masa sólo habría sido unos pocos [KeV]. Después de otros razonamientos más, podrían explicar también la falta de antimateria en el cosmos y del mismo modo, la formación de los masivos hoyos negros en los centros de las galaxias. Para todos estos enigmas nuevamente nos falta una explicación plausible. Pero no hay que abandonar totalmente la esperanza. Los neutrinos estériles a demostrarse en el experimento MiniBooNE habrían correspondido a masas en el campo de 1 [eV]. Pero según algunas hipótesis habrían podido “pesar” algunos [KeV] y según otros modelos incluso tener un peso de 10ˆ12 [GeV]. Veamos lo que nos puede traer el futuro al respecto. Por lo menos, para la formación de hoyos negros masivos se nos ofrece otra alternativa, para la cual no es necesario materia adicional: Las tal llamadas Ondas-Brill, una especie de ondas gravitacionales, podrían haber colapsado, en el joven cosmos, espontáneamente a hoyos negros. Pero regresemos a las primeras estrella:

¿Estrellas oscuras?

Como vimos arriba, la formación de las estrellas en el joven universo no fue tan simple, las masas de Jeans y con esto aquella de las estrellas, fueron incomparablemente más grande de lo que permiten las actuales condiciones. En una nube de Hidrógeno y Helio se originan las primeras concentraciones, se forma un disco aplanado. De una célula germinal como esta, la protoestrella, talvez aún se asoman dos brazos espirales y tiene una masa de 1/10 de la masa solar. Pero, relativamente rápido se acumula más masa, hasta que en el centro del suceso aumentan tanto la presión y la temperatura, que se inician las fusiones nucleares. Con esto es liberado una enorme cantidad de energía, que finalmente evita la continuación del crecimiento: Nubes rodeantes son expulsada. Esto en cuanto a la usual formación de estrellas.

También pudo haber tenido un rol, un factor importante en la formación de las primeras estrellas: ¡Nuevamente la materia oscura!

Un candidato bastante plausible, para la materia oscura es el neutralino, la aún no comprobada súper partícula pareja del neutrino. En los lugares en la cuales la materia oscura se condensa, también se pudo haber juntado grandes cantidades de materia normal. Según Paolo Gondolo, profesor de física en la universidad de Utha y otras, es posible pensar, que en esta mezcla de materia oscura y normal, que neutralitos y antineutralinos se integran entre ellas y se destruyen (aniquilaron) mutuamente. Con esto se formaron los quarks y antiquarks, neutrinos, positrones y radiación gamma. ¡Y calor! Mientras que las nubes de Hidrógeno tienen la tendencia de perder calor por un proceso de enfriamiento para poder seguir contrayéndose, la aniquilación de los partes de neutralitos causa lo contrario: La nube se calienta.




Por lo menos a una parte de las primeras estrellas le pudo haber pasado esto. Por el calentamiento el gas se expande – la “estrella” se infla a dimensiones verdaderamente gigantescas: El objeto podría alcanzar una expansión de entre 4 y 2000 [UA] (unidad astronómica), correspondiente a 400 hasta 200 000 veces el tamaño del Sol. Estos son entre 600 millones hasta 300 mil millones de kilómetros, lo suficientemente grande para albergar 15 000 sistemas solares. Gondolo quiso llama primeramente a estas estrellas como gigantes marrones, porque no brillan como las otras estrellas y que sólo serían visibles en el ámbito de la luz infrarroja. Sus coautores, sin embargo insistieron llamarlos Dark Star, o sea, “estrella oscura”, según la canción del mismo nombre de los Greatful Dead. Ya apenas después de 80 o 100 millones de años después del Big-bang, presumiblemente se pudieron originar las estrellas oscuras, y es concebible, que pueden existir hasta ahora. Por lo tanto habrá que mirar por grandes formaciones que brillan en el ámbito de la luz infrarroja.

Esta representación artística da la impresión del posible aspecto de una estrella oscura, si se ve en el campo de la luz infrarroja. El núcleo está rodeado por nubes de Hidrógeno y Helio.

Con la gentil autorización de la universidad de Utha

La parte mayoritaria de una estrella oscura se compone de materia normal, o sea Hidrógeno y gas de Helio. También es posible pensar, que la aniquilación de los neutralinos haya terminado después de un corto tiempo. Gondolo supone que la estrella oscura ya pudo haber colapsado a un hoyo negro. Con esto tendríamos una explicación útil para la formación de hoyos negros súper masivos en los tiempos prístinos del universo. Por otro lado, después de la aniquilación de los neutralinos, se inician las contracciones, hasta que finalmente se fusiona en su interior el Hidrógeno y comienza a brillar una estrella “verdadera” de la primera generación, que expele el gas rodeante y evita el prematuro colapso a un hoyo negro.

Debemos esperar aún algún tiempo, si las predichas partículas como el neutralino o incluso el neutralino estéril realmente existen. Aceleradores de partículas modernos como el LHC (Large Hadron Collider) en el CERN, posiblemente en un tiempo previsible, nos podrán dar respuestas. Recién entonces podremos saber más sobre las primeras estrellas en el universo, que han preparada el camino para la formación de estrellas de larga vida como de planetas. Desgraciadamente no podemos colocar en la “mesa del laboratorio” nuestro (significa naturalmente un telescopio) ninguna estrella de la población III, para examinarla en profundidad. Ya no existen…

Redactado: 06 de Enero de 2009
Traducido al castellano por AAGB, Stgo. Chile, Abril 2009. Con la gentil autorización de Werner Kasper, Mittelweg 1, D- 35117 Münchhausen, Abenteuer-Universum (Aventura Universo)

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