Tipos de estrellas, agujeros negros y galaxias
Casi todo lo que hay aquí responde a una sola pregunta: ¿cuánta masa tenía la estrella al formarse? La masa decide a qué temperatura arde, cuánto vive y qué deja atrás: una brasa que se enfría, una bola de neutrones del tamaño de una ciudad o un agujero en el espacio-tiempo. Treinta y cuatro objetos, desde la nube fría de la que se condensa una estrella hasta la mayor estructura del universo, modelados en 3D interactivo real.
Los agujeros negros de aquí no son ilustraciones. Las trayectorias de la luz se integran paso a paso a través del espacio-tiempo curvo, de modo que la sombra, el anillo de fotones, el disco doblado por encima y los anillos de Einstein del fondo estelar emergen de la física y no de una textura. El mismo integrador, cambiando la métrica o el horizonte, dibuja el agujero en rotación, el par en fusión y el agujero de gusano.
Gas frío, nubes oscuras y los discos que se forman alrededor de las estrellas jóvenes. Todo lo que sigue en esta página empieza aquí, incluidos los átomos de los que estás hecho.
Nube molecular
Lo más frío y oscuro de la galaxia, y de donde procede toda estrella.
Nebulosa de emisión
Una nube molecular con las luces encendidas, destruida por sus propios hijos.
Disco protoplanetario
Un sistema solar sorprendido mientras se monta a sí mismo.
Bolas de plasma unidas por la gravedad y sostenidas por la fusión. Toda su historia queda fijada por un número al nacer: la masa.
Estrella de la secuencia principal
Una estrella en la larga y estable mitad de su vida. El Sol es una.
Enana roja
La estrella más común de la galaxia, y la última que seguirá encendida.
Gigante roja
Una estrella moribunda, hinchada a cientos de veces su tamaño anterior.
Supergigante azul
Brilla un millón de veces más que el Sol y muere en unos millones de años.
Estrella Wolf-Rayet
Una estrella tan caliente que está soplando su propia atmósfera al espacio.
Enana marrón
Demasiado pesada para ser un planeta, demasiado ligera para llegar a ser una estrella.
Lo que queda cuando se acaba el combustible: materia aplastada hasta que la mecánica cuántica es lo único que la sostiene.
Nebulosa planetaria
Las capas externas de una estrella moribunda, iluminadas desde dentro por el núcleo que dejó atrás.
Enana blanca
El Sol comprimido al tamaño de la Tierra, enfriándose por toda la eternidad.
Enana negra
El final de una enana blanca. El universo es demasiado joven para que exista una.
Estrella de neutrones
Un objeto del tamaño de una ciudad con más masa que el Sol.
Púlsar
Un faro que gira hasta 700 veces por segundo.
Magnetar
Los imanes más potentes del universo, por un factor de un billón.
Estrella de quarks
Una estrella donde hasta los neutrones han sido triturados en sus componentes.
Remanente de supernova
Los restos de una estrella muerta, aún en expansión a miles de km/s.
Pasada cierta masa, ninguna fuerza conocida detiene el colapso. Lo que queda es geometría pura: una superficie de sentido único en el espacio-tiempo.
Agujero negro estelar
Una estrella tan pesada que nada pudo detener la caída.
Agujero negro de masa intermedia
La clase que faltó en el censo durante cincuenta años.
Agujero negro supermasivo
Hay uno en el corazón de casi todas las galaxias, la nuestra incluida.
Agujero negro en rotación
Todo agujero negro real es este. El giro arrastra consigo el espacio-tiempo.
Agujero negro binario
Dos sombras, cada una haciendo de lente sobre la otra, en espiral hacia la fusión.
Cuásar
Un agujero negro alimentándose que eclipsa a todas las estrellas de su galaxia juntas.
Blázar
Un cuásar que resulta estar apuntándonos con su chorro.
Agujero negro primordial
Nacido en el primer segundo del universo, y quizá todavía aquí.
Soluciones de la relatividad general que no requieren que muera ninguna estrella. Dos de ellas nunca se han observado y una probablemente no puede existir, y por eso mismo merece la pena poder mirarlas.
Agujero de gusano
No es un agujero. Es una ventana, con otro universo al otro lado.
Agujero blanco
Las mismas ecuaciones al revés: nada puede entrar y nunca deja de expulsar.
Estrella de bosones
Masa sin materia, gravedad sin superficie y ninguna sombra.
Aléjate lo suficiente y las estrellas individuales dejan de importar. Lo que queda es cómo están dispuestas: en discos, en esferas, en cúmulos y, finalmente, en el mayor patrón que existe.
Galaxia espiral
Brazos que sobreviven porque son un atasco, no una estructura.
Galaxia espiral barrada
La Vía Láctea. Una barra recta de estrellas alimentando el centro.
Galaxia elíptica
Las galaxias más grandes que existen, y en ellas no ha nacido nada en miles de millones de años.
Galaxia irregular
Sin disco, sin bulbo, sin plan, y formando estrellas más rápido que nada de su tamaño.
Cúmulo globular
Un millón de estrellas en una esfera, más viejas que la galaxia que orbitan.
Red cósmica
Todas las galaxias del universo ensartadas en filamentos alrededor de vacíos enormes.
Un solo número lo decide todo
Ciclo de vida de una estrellaUna estrella no elige su final. La masa que tiene cuando termina de colapsar desde una nube de gas fija a qué temperatura arde, cuánto dura y cuál de estas cinco vías seguirá hasta el final. Todo lo demás —color, tamaño, luminosidad, lo que deja atrás— se deduce de ese único número.
| Objeto | Masa | Radio | Temperatura | Vida |
|---|---|---|---|---|
| Nube molecular | 10^3 - 10^7 M(sol) | 15 - 600 años luz | 10 - 20 K | ~10 - 30 Ma |
| Nebulosa de emisión | 10^2 - 10^5 M(sol) | 1 - 100 años luz | ~10 000 K | ~1 - 5 Ma |
| Disco protoplanetario | 0,001 - 0,1 M(sol) | 10 - 1000 UA | 20 - 1500 K | ~1 - 10 Ma |
| Estrella de la secuencia principal | 0,08 - 150 M(sol) | 0,1 - 15 R(sol) | 2400 - 50 000 K | 10 Ma - 10 Ba |
| Enana roja | 0,08 - 0,45 M(sol) | 0,1 - 0,6 R(sol) | 2300 - 3900 K | hasta 10 billones de a |
| Gigante roja | 0,3 - 8 M(sol) | 10 - 1000 R(sol) | 3000 - 5000 K | ~1000 millones de a en esta fase |
| Supergigante azul | 10 - 100 M(sol) | 20 - 200 R(sol) | 10 000 - 50 000 K | 3 - 30 millones de a |
| Estrella Wolf-Rayet | 10 - 25 M(sol) ahora | 1 - 25 R(sol) | 30 000 - 210 000 K | unos cientos de miles de a |
| Enana marrón | 13 - 80 M(Júpiter) | ~1 R(Júpiter) | 250 - 2500 K | se enfría sin fin |
| Nebulosa planetaria | cáscara de 0,1 - 1 M(sol) | 0,1 - 3 años luz | Núcleo 30 000 - 200 000 K | ~20 000 a |
| Enana blanca | 0,17 - 1,4 M(sol) | ~1 R(Tierra) | 4000 - 150 000 K | se enfría durante 10^15 a |
| Enana negra | 0,17 - 1,4 M(sol) | ~1 R(Tierra) | Frío del fondo cósmico | Prácticamente eterna |
| Estrella de neutrones | 1,1 - 2,3 M(sol) | ~11 km | ~600 000 K en superficie | se enfría durante miles de millones de a |
| Púlsar | ~1,4 M(sol) | ~11 km | Haces de radio a gamma | se frena a lo largo de Ma |
| Magnetar | ~1,4 M(sol) | ~11 km | Campo 10^14 - 10^15 gauss | activo ~10 000 a |
| Estrella de quarks | 1,5 - 2,5 M(sol) | ~8 - 11 km | 10^6 - 10^11 K | Indefinida |
| Remanente de supernova | 1 - 20 M(sol) expulsadas | crece hasta 100+ al | Choque 10^6 - 10^7 K | ~100 000 a |
| Agujero negro estelar | 3 - 150 M(sol) | horizonte de 9 - 450 km | Disco 10^7 K | 10^67 a para evaporarse |
| Agujero negro en rotación | Cualquiera | El horizonte encoge con el giro | Disco hasta 10^7 K | El giro decae en Ga |
| Agujero negro binario | 2 x (5 - 100) M(sol) | La separación tiende a cero | Disco hasta 10^6 K | Ma a Ga, luego segundos |
| Agujero negro de masa intermedia | 100 - 100 000 M(sol) | 300 km - 300 000 km | Disco 10^6 K | miles de millones de a |
| Agujero negro supermasivo | 10^5 - 10^10 M(sol) | horizonte hasta 1300 UA | Disco 10^5 - 10^6 K | 10^100 a para evaporarse |
| Cuásar | 10^8 - 10^10 M(sol) | disco ~ días luz | Disco hasta 10^5 K | ~10 - 100 Ma activo |
| Blázar | 10^8 - 10^10 M(sol) | Chorro hasta Mpc | Dominado por rayos gamma | Fulgura en horas |
| Agujero negro primordial | 10^-8 - 10^5 M(sol) | del átomo al kilómetro | Resplandor de Hawking | fijada por la masa |
| Agujero de gusano | Negativa (exótica) | Radio de garganta, parámetro libre | Ninguna | Inestable sin materia exótica |
| Agujero blanco | Cualquiera | Igual que un agujero negro | Emisión superficial, sin cota | Violentamente inestable |
| Estrella de bosones | Fijada por la masa de la partícula | Compacta, sin superficie | Ninguna | Estable por debajo de la masa crítica |
| Cúmulo globular | 10^4 - 10^6 M(sol) | 30 - 300 años luz | Estrellas 3000 - 8000 K | > 12 Ga |
| Galaxia irregular | 10^8 - 10^10 M(sol) | 3000 - 30 000 al | Estrellas 3000 - 40 000 K | > 10 Ga |
| Galaxia espiral | 10^10 - 10^12 M(sol) | 15 000 - 150 000 al | Estrellas 3000 - 40 000 K | > 10 Ga |
| Galaxia espiral barrada | 10^10 - 10^12 M(sol) | 15 000 - 150 000 al | Estrellas 3000 - 40 000 K | > 10 Ga |
| Galaxia elíptica | 10^8 - 10^13 M(sol) | 3000 - 700 000 al | Estrellas 3000 - 6000 K | > 10 Ga |
| Red cósmica | ~10^53 kg observable | Filamentos 10^8 al | Vacíos cerca de 0 K | La edad del universo |
¿Cuáles son los distintos tipos de estrellas?
Las estrellas se clasifican por temperatura en la secuencia espectral O, B, A, F, G, K y M, y por tamaño en enanas, gigantes y supergigantes. En la práctica, las familias útiles son las enanas rojas, las estrellas de secuencia principal como el Sol, las gigantes rojas, las supergigantes azules y las enanas marrones subestelares que nunca llegan a encenderse.
¿Cuáles son los distintos tipos de agujeros negros?
Se reconocen cuatro clases por masa: agujeros negros de masa estelar, de 3 a 150 masas solares, formados por el colapso de una estrella; de masa intermedia, de 100 a 100 000 masas solares; supermasivos, de 100 000 a decenas de miles de millones, en los centros galácticos; y los hipotéticos primordiales, formados en el primer segundo tras el Big Bang.
¿Cuál es la diferencia entre una estrella de neutrones y un agujero negro?
Ambos son núcleos estelares colapsados, pero una estrella de neutrones todavía tiene superficie: la presión de degeneración de los neutrones y la fuerza fuerte la sostienen con unos 22 km de diámetro. Por encima de unas 2,3 masas solares nada resiste a la gravedad, el colapso continúa más allá del horizonte de sucesos y en su lugar se forma un agujero negro.
¿Qué le ocurre a una estrella cuando muere?
Depende de su masa. Las estrellas de hasta unas 8 masas solares se hinchan como gigantes rojas, expulsan sus capas externas y dejan una enana blanca. Las más pesadas explotan como supernovas y dejan una estrella de neutrones, o un agujero negro si el núcleo que colapsa supera unas 2,3 masas solares.
¿Son estos modelos 3D físicamente exactos?
Están construidos a partir de la física, no de una ilustración. Las escenas de agujeros negros integran las trayectorias de la luz por el espacio-tiempo de Schwarzschild, de modo que la sombra, el anillo de fotones, el disco de acreción distorsionado, el efecto Doppler y los anillos de Einstein se calculan, no se dibujan. Las estrellas usan color determinado por la temperatura, oscurecimiento del limbo y granulación convectiva. Los tamaños se encuadran por legibilidad, no a escala.