Full transcript
1:20bueno
1:21[Música]
1:24[Aplausos]
1:28ah
1:30más
1:38muy buenas tardes otra vez a todo el
1:41mundo seguimos con nuestro ciclo y hace
1:46universo en casa como siempre saludo a
1:49toda la gente que nos está siguiendo
1:51desde canarias desde la península y a
1:54todos nuestros amigos que nos están
1:56siguiendo desde américa que también
2:00también sabemos que estáis muchos de
2:02vosotros confinados en casa como
2:04nosotros llevamos ya 15 días bueno
2:08sabéis que el formato será el que hemos
2:10seguido todos estos días vamos a tener
2:13una charlita de 20 minutos podéis ir
2:16pensando incluso formulando las
2:18preguntas durante estos 20 minutos y en
2:22el chat de de youtube y después y
2:25después vamos a tener otros 20 minutos
2:28de preguntas en directo vamos a ir
2:31respondiendo las preguntas hoy tenemos
2:34la suerte de contar con una gran
2:36investigadora y divulgadora
2:39del viaje
2:41qué es nayra la doctora rodríguez
2:44eugenio y bueno pues como digo
2:48agradecerle al hacerle que esté con
2:50nosotros y volver sin más le voy a dar
2:53paso a mayra para que para que empiece
2:56su charla
2:59muchas gracias mikel buenas tardes a
3:02todas a todos y antes antes de empezar
3:05lo primero es dar un fuertísimo gracias
3:08a todas esas personas que están poniendo
3:12en riesgo su vida las de sus familiares
3:13por cuidarlos por cuidar de nuestra
3:16salud de nuestra alimentación de que
3:19estemos todos seguros y bien así que un
3:22gracias enorme antes de empezar nosotros
3:24estamos aquí como ya saben ya llevamos
3:27pues casi toda la semana intentando
3:31hacer un poquito más amena las tardes de
3:34los que están en casa y bueno el tema
3:36que yo he elegido hoy que quería
3:39contarles es un poquito de la vida
3:42secreta de las estrellas entonces les
3:45comparto ya la presentación
3:54bien me confirman que se ve
3:59perfectamente perfectamente que adelante
4:02bien pues que puedo con este título que
4:05tenemos por aquí
4:07que puedo querer tener contarles hoy
4:10pues
4:15si están esperando algo de este estilo
4:19pues lo siento están en el canal
4:21equivocado no voy a hablarles de
4:24estrellas mortales como estas que
4:26tenemos aquí aunque alguna de ellas ha
4:29visitado nuestros observatorios hace
4:31poco ahí lo dejo
4:33en realidad hoy me gustaría centrarme en
4:36otro tipo de estrellas como las que
4:39vemos en esta imagen que tenemos por
4:41aquí y que son las estrellas los cuerpos
4:45celestes los objetos celestes bien pues
4:48en una noche oscura cuando miramos al
4:49cielo desde lugares privilegiados como
4:52pueden ser las cumbres de canarias
4:54vemos prácticamente a todos esos
4:56puntitos que brillan en el cielo son
4:59estrellas de nuestra galaxia de la vía
5:01láctea
5:04vamos a ver otra de las imágenes y qué
5:07son las estrellas por las estrellas son
5:09los componentes básicos de las galaxias
5:11en realidad en la vía láctea hay
5:13aproximadamente unos 200 mil millones de
5:16estrellas pero a simple vista podemos
5:18ver solo unas dos mil quinientas en las
5:21mejores condiciones para poder ver el
5:23resto para poder estudiarlas necesitamos
5:26los telescopios como desee que ven en la
5:27imagen que es el gran telescopio
5:29canarias en el observatorio del roque de
5:31los muchachos en la isla de la palma que
5:34es el mayor telescopio óptico-infrarrojo
5:36en el mundo actualmente
5:40bien pues vamos a ir desvelando los
5:42secretos de nuestras protagonistas de
5:43hoy y por qué empezar bueno pues a
5:47primera vista de un vistazo rápido nos
5:50podría aparecer por ejemplo que en esta
5:53imagen todas las que aparecen en el
5:56grupo son iguales no pero seguro que si
5:58miramos más en detalle vamos a encontrar
6:00muchísimas diferencias
6:04pues lo mismo sucede con los astros con
6:06las estrellas tenemos un rango amplísimo
6:09de tamaños y colores por ejemplo tenemos
6:12estrellas enanas como el sol el sol
6:14nuestra estrella en realidad es una
6:16estrella del montón y también tenemos
6:18estrellas más pequeñas que el sol como
6:20las enanas rojas y estrellas mucho más
6:22grandes como la gigante y las súper
6:24gigantes tanto rojas como azules
6:28los colores de las estrellas están
6:30relacionados con sus temperaturas
6:33superficiales las temperaturas que
6:34tendrían en la superficie aquí tenemos
6:37una tabla con los valores típicos de las
6:39estrellas clasificadas según lo que
6:41llamamos en astrofísica el tipo
6:44espectral no que sería el tipo o ve a fg
6:48k m después tipos
6:52para las estrellas más pequeñas también
6:53y vemos que hay una relación entre la
6:56temperatura de las estrellas que en esta
6:58tabla están representadas en grados
7:00kelvin y su color las estrellas más
7:02frías son rojas y las estrellas más
7:05calientes son azules para recordarlo
7:08piensen por ejemplo cuando calentamos la
7:10una barra de hierro en una fundición
7:13primero la barra cuando se va calentando
7:15adquiere un color rojizo y después según
7:18se va calentando más y más pasa por el
7:20color blanco y el azulado pues lo mismo
7:22tendríamos para los colores de las
7:24estrellas y su relación con con la
7:26temperatura las estrellas también tienen
7:28un rango muy grande de masa y mucho más
7:31grande aún
7:33lo que llamamos luminosidad es brillos
7:35intrínsecos cuánta luz cuánta energía
7:38emite la estrella no por unidad de
7:41tiempo cuanto más grande es la masa de
7:44la estrella cuanta más masa tiene más
7:46brillantes
7:48por ejemplo hay estrellas de más de
7:50hasta más de 100 veces la masa del sol y
7:53que brillan tienen más de un millón de
7:55veces su luminosidad su brillo
7:57intrínseco
8:01bien otra idea que reúno durante
8:04muchísimo tiempo es que las estrellas
8:06eran eternas e inmutables que creen
8:09ustedes creen que las estrellas están
8:11ahí para siempre
8:13pues probablemente comparado con
8:15nuestras vidas podemos decir que muchos
8:18siglos son pero exceptuando algunos
8:20casos que no podemos explicar muy bien
8:23como este que tenemos aquí las estrellas
8:26al igual que los humanos pues nacen
8:28evolucionan cambias van cambiando a lo
8:31largo de sus vidas y finalmente mueren
8:34aunque como les decía la vida de las
8:36estrellas es larguísima en comparación
8:38con las nuestras y bueno pues vamos a
8:41les invito a que hagamos un recorrido
8:43por la vida de las estrellas que para
8:46eso estamos aquí
8:48y que no hay nada mejor que empezar por
8:51el principio por el origen pues uno de
8:54los secretos de las estrellas es que
8:56para nacer necesitan condiciones muy
8:59frías cuando pensamos en una estrella
9:01pensamos en algo muy caliente pero su
9:03origen su inicio necesita unas
9:06condiciones muy frías las estrellas
9:08nacen en regiones del espacio
9:10interestelar que son densas y frías que
9:13tienen unas temperaturas de unas pocas
9:15decenas de grados sobre el cero absoluto
9:17es decir unos menos 200 grados celsio y
9:22en estas regiones donde se forman las
9:24estrellas estas regiones están
9:26compuestas fundamentalmente por gas y
9:29polvo donde predomina el hidrógeno que
9:32es el elemento más ligero y más
9:34abundante del universo estas nubes
9:37pueden verse perturbadas y empezar a
9:40fragmentarse en esferas que se van
9:43contrayendo por efecto de la gravedad
9:46estas esferas al contraer al contraerse
9:49sutep en su temperatura va aumentando y
9:52también su presión hasta que la
9:54temperatura alcanza unos decenas de
9:58millones de grados centígrados que es la
10:01temperatura necesaria para que empiecen
10:03las reacciones termonucleares en su
10:05interior
10:06en este momento decimos que ha nacido
10:09una estrella' aquí lo que estamos viendo
10:12alguna animación de la formación de una
10:14estrella en una de esas regiones
10:17una de esas nubes de gas y polvo
10:20y en este diagrama si estuvieron en la
10:23charla de javier licandro ya él también
10:25se los mostró muestra un poco cómo sería
10:28esa formación de un sistema planetario
10:30desde la nube de gas y polvo hasta la
10:32formación de la estrella y los planetas
10:34a su alrededor y lo que tenemos es que
10:37el material sobrante de la formación de
10:40la estrella se queda girando alrededor
10:42de ella en un disco que puede dar lugar
10:45a la formación de los planetas como
10:48comento como comentó javier
10:51ya estamos siendo capaces de ver estos
10:53sistemas planetarios de información de
10:55obtener imágenes no solo animaciones
10:58sino también imágenes por ejemplo con el
11:00radiotelescopio alma y él les mostró una
11:03imagen parecida de están estos son
11:04imágenes reales de sistemas planetarios
11:06de información que se han obtenido con
11:08almas
11:10bien pero todavía no hemos definido lo
11:12que es una estrella no qué es una
11:14estrella pues las estrellas son grandes
11:16esferas de plasma y el plasma no es otra
11:19cosa que gas muy muy caliente en el que
11:22tenemos por separado los guiones y los
11:25electrones que estarían libres como una
11:27sopa muy caliente y que brilla debido a
11:30las reacciones nucleares que tienen
11:32lugar en el interior en su interior
11:34estas reacciones no sólo hacen brillar a
11:36la estrella sino que la radiación que
11:40emite mantiene una presión hacia afuera
11:43que evita que la estrella siga
11:45colapsando por efecto de la gravedad
11:50bien pues como decíamos vamos a tener
11:54durante toda la vida de la estrella
11:56vamos a tener un una lucha de fuerza por
12:00un lado tenemos la gravedad que tiende
12:04que la estrella colapse
12:05o sea que entiende que la estrella se se
12:09junte cada vez más hacia el centro y por
12:11otro lado la fuerza de la presión del
12:16gas y la presión de la radiación la
12:18energía que está emitiendo la estrella
12:20que lo que hace es que tiende a expandir
12:25la estrella entonces tenemos una fuerza
12:27que tiende a expandir la estrella y la
12:29gravedad que tiende a comprimir la
12:31concentrarla entonces la forma esférica
12:34de las estrellas y su tamaño viene dado
12:37por un equilibrio entre estas dos
12:39fuerzas y toda la evolución de la
12:41estrella va a venir marcada también por
12:43el equilibrio o el desequilibrio entre
12:46estas dos fuerzas que son contrarias
12:51bien pues veamos un ejemplo de estas
12:53reacciones nucleares que tienen lugar en
12:56el interior de las estrellas pues las
12:59estrellas están formadas principalmente
13:00por hidrógeno porque es el primer
13:02elemento bueno es el elemento más común
13:06en el universo es el elemento más ligero
13:08y es también el primero que se tema por
13:11tanto dentro de las estrellas entonces
13:14todas las estrellas después de formarse
13:16pasan la mayor parte de su de sus vidas
13:19quemando el hidrógeno en su interior en
13:22su núcleo y esta es una etapa
13:24relativamente estable en el que en el
13:26que las estrellas están pues en una
13:29evolución más o menos tranquila y se
13:32quema el hidrógeno en el núcleo y se
13:34convierte en el siguiente elemento más
13:36ligero que es el helio
13:39como dos átomos de hidrógeno pesan más
13:42que el átomo de helio que se ha formado
13:43la diferencia de masa se convierte en
13:46energía que se transporta por el
13:49interior de la estrella y cuando llega a
13:51la superficie es esa radiación esa
13:53energía la que hace brillar a la
13:54estrella
13:55entonces como son en general las
13:58reacciones nucleares que tienen lugar en
14:00el interior de las estrellas pues son lo
14:02que llamamos reacciones nucleares de
14:04fusión porque se fusionan átomos más
14:08ligeros para producir elementos químicos
14:11más pesados y en ellas en estas
14:14reacciones además se libera energía que
14:16es la que hace brillar a la estrella
14:18pues para que se produzca cada una de
14:20estas reacciones hace falta una
14:23temperatura y una presión determinada
14:25cuanto más pesado es el elemento que se
14:28quiere quemar mayor temperatura y mayor
14:30presión necesitamos por eso no todas las
14:33estrellas producen todos los elementos
14:35químicos en su interior sino que va a
14:37venir determinado que elementos químicos
14:40se generan va a venir determinado por la
14:42masa de la estrella que es una de las
14:45características más importantes que
14:47definen a las estrellas entonces vamos a
14:50ver en esta en este diagrama cómo es la
14:55vida de las estrellas cómo es su
14:56evolución dependiendo de la masa con la
14:59que nacen la masa que tienen al
15:00principio de sus vidas
15:03pues lo que vemos aquí vemos como les
15:04decía un diagrama de la de la evolución
15:09de las estrellas frente a la masa abajo
15:12están las estrellas menos masivas y
15:13arriba las más masivas y como ven cuanto
15:17más masivas una estrella más rápido
15:20evoluciona y más corta es su vida
15:22vemos que la fase de evolución termina
15:25antes para las estrellas más masivas que
15:27para las las de baja masa
15:30y en además dependiendo de la masa con
15:33la que nacen las estrellas la masa que
15:36tienen también van a producir como
15:38acabamos de ver diferentes reacciones
15:40nucleares en su interior y van a generar
15:44también diferentes elementos químicos
15:46pues vamos a verlo empezando por las de
15:50menor masa
15:53pues bien las estrellas que nacen con
15:56menos de la mitad de la masa del sol son
15:58las que llamamos enanas rojas estas
16:00estrellas son muy frías bueno cuando
16:02decimos fría está claro que se trata de
16:05frío para hacer una estrella no porque
16:07algunas de ellas pueden llegar hasta los
16:085000 grados de su temperatura en la
16:11superficie y estas estrellas son también
16:14las menos brillantes por tanto son las
16:17más difíciles de observar pero son muy
16:20abundantes son las más abundantes las
16:23estrellas de baja masa aunque no tienen
16:24mucho combustible lo van quemando muy
16:27lentamente y por tanto tienen vidas
16:29larguísima algunas más largas que la
16:32edad del universo y que le pasa a estas
16:35estrellas cuando agotan el combustible
16:37cuando agotan el hidrógeno ya lo han
16:38convertido todo en helio pues que ya no
16:42nos siguen no pueden seguir generando
16:43energía por las reacciones nucleares de
16:47fusión y lo que sucede es que la
16:49estrella colapsa en una mucho más
16:51pequeña se concentra una mucho más
16:53pequeña que es lo que llamamos una enana
16:56blanca no en ese momento ha ganado la
16:58gravedad
16:59ya no tenemos la presión de la radiación
17:01hacia afuera gana la gravedad y la
17:03estrella se convierte colapsa en una más
17:05pequeña en una nana blanca
17:07qué pasa por debajo de de
17:10aproximadamente 0.08 veces la masa del
17:13sol pues que estos son unos objetos que
17:17están que son un objeto frontera entre
17:20las estrellas y los planetas o lo que
17:22llamamos las enanas marrones y estas
17:25estos objetos no son capaces de mantener
17:27reacciones nucleares de forma constante
17:30pero brillan por unas pequeñas
17:33reacciones nucleares al inicio de sus
17:35vidas
17:36bien seguimos y vamos a aumentar un
17:39poquito más en masa y ahora pasamos a
17:41las estrellas como el sol las estrellas
17:44de tipo solar que son las que tienen una
17:47masa entre la mitad del sol y nueve
17:49veces la masa del sol como es la vida de
17:52estas estrellas pues éstas son las que
17:55llamamos las estrellas de masa
17:56intermedia y aquí tenemos una
17:58comparación de sus tamaños según el tipo
18:01espectral no los tipos espectrales de
18:03estas estrellas serían los que van desde
18:05la letra k hasta la el sol es una
18:09estrella que llamamos de tipo g y estas
18:12estrellas son más calientes que las de
18:14baja masa tienen unas temperaturas entre
18:164.000 y 20.000 kelvin y en sus
18:19reacciones nucleares queman primero el
18:21hidrógeno y después el helio son los dos
18:24únicos elementos que se queman en su
18:27interior
18:29qué le sucede a estas estrellas cuando
18:31se agota todo el hidrógeno en el centro
18:33todo él se ha convertido en helio pues
18:36resulta que va a empezar a quemarse el
18:38hidrógeno en una capa alrededor del
18:40núcleo es una cascarita cuál es el
18:43resultado pues que dentro de las
18:46estrellas ya no estamos generando no
18:47tenemos esas reacciones nucleares
18:50generando energía entonces el núcleo de
18:53la estrella el interior de la estrella
18:55se contrae por efecto de la gravedad
18:56mientras que las capas externas se
18:59expanden y por tanto la estrella aumenta
19:02muchísimo de tamaño y también aumenta su
19:05brillo y se convierte en lo que llamamos
19:07una gigante roja
19:09esta fase termina cuando el núcleo de la
19:12estrella que se está contrayendo aumenta
19:15su temperatura y su presión y entonces
19:16se alcanzan las condiciones necesarias
19:18para quemar el siguiente elemento que es
19:20el helio
19:21y por tanto la estrella el interior de
19:23la estrella vuelve a generar energía la
19:26estrella vuelve a estar estable durante
19:28otro período
19:30bien pero y qué sucede cuando se agota
19:34ya el helio estamos quemando el helio en
19:36el interior de la estrella cuando el
19:37helios agota de nuevo la gravedad vuelve
19:40a ganar
19:40vuelve a colapsar el núcleo pero ya no
19:44tenemos masa suficiente para alcanzar
19:46las condiciones necesarias la
19:48temperatura necesaria para quemar el
19:50siguiente elemento entonces la estrella
19:52se hace inestable pulsa y se expulsa en
19:57las capas exteriores en lo que llamamos
19:59una nebulosa planetaria
20:03aquí vemos una animación de cómo sería
20:05la vida de una estrella de tipo solar
20:08ahí están viendo cuando ya se convierte
20:12en una gigante roja qué es lo que le
20:14pasará al sol dentro de unos 56 mil
20:16millones de años
20:18y podría devorar los planetas que estén
20:21más cerca de la estrella como suponemos
20:22que le pasará a mercurio a venus y
20:24quizás a la tierra pero repito esto
20:27pasará de al sol dentro de cinco o seis
20:30mil millones de años a que podemos estar
20:31tranquilos de momento y ahí vemos cuando
20:34se expulsan las capas externas en forma
20:36de nebulosa planetaria el centro de la
20:39estrella se queda también como en las
20:40estrellas de baja masa como una enana
20:43blanca
20:45después las nebulosas planetarias son
20:47algunos de los objetos más bellos que
20:49podemos ver en el cielo en el universo
20:51no aquí les voy a mostrar algunas en
20:54nebulosas planetarias con formas
20:55distintas con colores distintos
20:58en la próxima en la próxima charla que
21:01daré les contaré un poquito más de por
21:04qué estas nebulosas tienen esos colores
21:06diferentes
21:10tiempo vámonos ahora a la top top a las
21:14estrellas de alta masa las las que nacen
21:17con más de nueve veces la masa del sol
21:21bien pues estas estrellas son las más
21:23calientes las más brillantes pero
21:26también son las menos abundantes y como
21:28dijimos tienen vidas muy cortitas
21:30cortitas bueno comparados como de nuevo
21:34con la vida de una estrella típica no
21:37las temperaturas en el interior de estas
21:40estrellas son tan altas que permiten que
21:42se vayan quemando en fases sucesivas
21:45primero el hidrógeno después el helio el
21:46carbono el cne o en el oxígeno y el
21:49silicio hasta llegar a tener un núcleo
21:52de hierro que es el elemento más pesado
21:54que se produce dentro de las estrellas
21:56éstas combustión es se producen primero
21:58en el núcleo de la estrella y después en
22:01capas externas de forma que al final del
22:03proceso
22:04la estrella va a tener una estructura
22:06como si fueran las capas de una cebolla
22:08no como esa que ven ahí cada una con una
22:11composición distinta
22:13y como dijimos cuanto más combustible
22:16tiene la estrella más rápido lo quema
22:17así que estas estrellas pues eso
22:19evoluciona muy muy rápido comparado con
22:22por ejemplo una estrella de tipo solar
22:25y bueno qué le pasa a estas estrellas
22:27cuando ya te hemos quemado todos esos
22:30elementos y nos quedamos con un núcleo
22:31de hierro pues resulta que
22:34el hierro ya no se puede fusionar y
22:36generar energía entonces
22:39ahí se paran las reacciones nucleares de
22:41fusiones del interior de las estrellas y
22:44qué es lo que sucede pues lo que hemos
22:46visto no es esa lucha entre fuerzas
22:49entre la gravedad y la presión quien
22:51ganará si dejamos de generar energía por
22:54las reacciones nucleares gana la
22:56gravedad el núcleo se colapsa además muy
22:59rápidamente y se produce uno de los
23:02fenómenos más energéticos del universo
23:03una explosión de supernova y el núcleo
23:08puede tener dos finales si la estrella
23:10cuando nació tenía menos de 30 veces la
23:13masa del sol el núcleo al colapsarse al
23:15concentrarse va a formar una estrella
23:18muchísimo más densa que es lo que
23:19llamamos una estrella de neutrones y si
23:22por el contrario la masa de la estrella
23:24era más de 30 veces la masa del sol o
23:27sea es muy muy muy masiva ese núcleo que
23:29colapsa va a quedar tan concentrado que
23:32va a dar lugar a lo que llamamos un
23:35agujero negro
23:39bien pues vamos a ver otra animación en
23:41este caso de cómo sería la vida de una
23:44de estas estrellas masivas
23:46ahí vemos cuando la estrella se hace
23:48inestable ya explota como supernova todo
23:52ese material que se ha formado en el
23:54interior de la estrella sex se expulsa
23:56en esos vientos muy fuertes muy rápidos
24:00muy energéticos que se producen con la
24:03supernova y como decimos es bueno esto
24:06es una animación que simula la formación
24:07de la nebulosa del cangrejo no y en el
24:10centro pues puede quedar
24:12con una estrella de neutrones con un
24:14agujero negro como acabamos de comentar
24:18bien otra curiosidad que siempre las
24:22primeras impresiones no pueden
24:23engañarnos pues aquí tenemos otro
24:25ejemplo de esto las estrellas están
24:28solas pues cuando miramos al cielo
24:30muchas veces nos parece que los puntitos
24:32están aislados
24:33- algunas estrellas dobles que sí que
24:35podemos ver a simple vista del resto
24:37casi todas nos parecen como que
24:39estuvieran aisladas pues resulta
24:43y muchas muchísimas de ellas nacen en
24:47sistemas binarios y múltiples
24:50aproximadamente un 90% de las estrellas
24:54masivas en la vía láctea está en este
24:56tipo de sistema y casi la mitad de las
24:59estrellas como el sol también están en
25:02sistemas binarios y múltiples
25:04ejemplos de sistemas binarios pues por
25:06ejemplo dos enanas blancas orbitando una
25:09alrededor de la otra estudiando sistemas
25:11como estos tanto de enanas blancas como
25:13de dos estrellas de neutrones girando
25:16una alrededor de la otra hemos podido
25:19comprobar empíricamente observacional
25:21mente la existencia de las ondas
25:25gravitacionales no y con ello comprobar
25:27la teoría de la relatividad general de
25:30einstein por ejemplo también hemos visto
25:33como dos estrellas masivas muy juntas
25:35que se orbitan una alrededor de la otra
25:36podrían ser la explicación de esas
25:39estrellas que tienen más de 100 150
25:42veces la masa del sol y que no se podían
25:45explicar con modelos de evolución
25:47estelar no y por ejemplo lo que llamamos
25:50las binarias de rayos x estos son
25:53una de las estrellas ya se ha convertido
25:56en un agujero negro y la otra estrella
25:58le está cediendo material que va a
26:01formar parte del agujero negro a través
26:03de un disco de acreción no se forma un
26:06disco alrededor del agujero negro donde
26:08se va donde va robando el agujero negro
26:10material de su compañera pues gracias a
26:13estos sistemas por ejemplo hemos podido
26:14descubrir agujeros negros en nuestra
26:17galaxia en agujeros negros estelares
26:21además no solo nos encontramos en
26:23sistemas binarios sino también en
26:24grandes grupos de galaxias es lo que
26:26llamamos los cúmulos estelares y tenemos
26:30los cúmulos abiertos que suelen tener
26:33una estructura pues no muy definida
26:35suelen ser estrellas jóvenes masivas y
26:38muy calientes y en ellos encontramos
26:41entre una decena hasta varios miles de
26:43estrellas y después tenemos los cúmulos
26:45globulares que están formados por
26:48decenas de a cientos de miles de
26:51estrellas y que las estrellas suelen ser
26:55también más viejas y lo solemos
26:56encontrar en los cúmulos galácticos
26:59entonces pues qué conclusión podemos
27:02sacar de esto pues que aunque nos pueda
27:04parecer que estamos solos como en estas
27:07condiciones en las que las que estamos
27:10muchos encerrados en casa mucho estamos
27:12solos pues
27:15porque no lo estamos que en realidad lo
27:18que pueda parecer a simple vista que
27:20estamos aislados o que estamos solos
27:22pues en realidad estamos todos unidos en
27:26esta batalla y que nada que la vamos a
27:28ganar así que les comparto no sé si se
27:31ve
27:33está al revés pero bueno
27:37y yo me quedo en casa y yo espero que
27:38ustedes también muchas gracias por nada
27:41muchas gracias
27:43aire han sido una muy buena charla y el
27:46cartelito se veía perfectamente
27:48perfectamente tú tienes hay una
27:49reflexión especular pero el canciller
27:52está abajo estaba bien está bien
27:54pues nada no lo apoyamos tus palabras
27:57todos en casa y ahora desde casa la
28:00verdad que hay muchísimas preguntas no
28:02vamos a poder responderlas a todas las
28:05pasado un poquillo
28:07entonces pues bueno vamos a dar vamos a
28:10dar paso a alejandra para que vaya
28:14formulando las preguntas de los
28:16distintos usuarios
28:18o de nayra vale pues nada pasan tres
28:21preguntas natalia rodríguez pregunta por
28:23ejemplo cómo se pueden detectar los
28:24elementos en los núcleos es que ellas
28:29pues muy buena pregunta esa no me
28:31centrado en la química porque esa charla
28:35es la que he dejado para la semana que
28:37viene que es también muy interesante
28:39pero en realidad en los núcleos de las
28:42estrellas no podemos detectar cuáles son
28:44los elementos
28:46porque porque no podemos llegar a
28:48conocer el interior entonces todo esto
28:51que les estado contando es muy buena
28:53pregunta porque todo esto que les he
28:55estado contando del interior de las
28:56estrellas es lo que nos dicen los
28:58modelos que después lo podemos comprobar
29:01con las observaciones en la siguiente
29:04charla que les comentaba donde
29:06hablaremos de la química de las
29:07estrellas la química del universo les
29:10contaré cuáles son esas observaciones
29:13que nos permiten saber que nuestros
29:15modelos de evolución estelar que nos
29:17dicen como qué es lo que está pasando
29:19dentro de las estrellas después los
29:21podemos confirmar con observaciones
29:23entonces no lo quiero desvelar todavía
29:25pero es muy buena reflexión porque en
29:28realidad lo que ocurre en el interior de
29:30las estrellas no podemos verlo
29:33podemos saber por ejemplo cuál es su
29:34densidad a través de una técnica que es
29:37lo que llamamos la bueno en el caso del
29:39sol sería la helio sismografía perdieron
29:43ellos simbología y en el caso de las
29:45estrellas es la simbología estelar no
29:49a través de las vibraciones de las
29:51estrellas podemos saber la densidad por
29:55ejemplo las diferentes capas que hay en
29:57las estrellas viendo como vibra y cómo
30:00se propagan es algo parecido a lo que
30:02sucede en la tierra con los terremotos
30:05pero las reacciones químicas que suceden
30:07en el interior de las estrellas pues eso
30:09nos lo da los modelos de evolución
30:11estelar
30:14muchas gracias pregunta enriquecer y
30:17cómo se puede saber la distancia a la
30:19que se encuentra las estrellas pues
30:22tenemos diferentes métodos para conocer
30:26esas distancias no sé si también habrá
30:29oportunidad de hacer otra perlita que
30:31justamente habla de eso de cómo medimos
30:33distancias en el universo pero muy
30:36rápido hay muchos métodos usamos lo que
30:38llamamos la escalera de distancia
30:40entonces utilizamos unos métodos que no
30:43son útiles para las estrellas más
30:45cercanas como por ejemplo sería el
30:47método del paralaje
30:49que lo que podemos ver entre una la
30:53posición de la tierra ahora por ejemplo
30:55la posición de la tierra en su órbita
30:57alrededor del sol dentro de seis meses
30:59nos va a dar un ángulo de visión hacia
31:02el fondo de estrella que nos va a
31:04permitir ver en las estrellas cercanas
31:06nos va a permitir ver un pequeño
31:08desplazamiento de la estrella a uno y
31:12otro lado respecto al fondo de estrellas
31:13más lejanas vamos a hacernos una idea de
31:16cómo funciona este método estiren sus
31:18brazos
31:20vestir en su brazo y ahora cierren el
31:23ojo derecho y después el ojo izquierdo
31:25van a ver que lo que ven detrás de su
31:29dedo cambia cambia un poquito
31:33o sea y después si yo hacer con mi dedo
31:35y hago lo mismo
31:37repito la misma acción voy a ver que el
31:39fondo que veo se ha desplazado más
31:44pues algo parecido es la misma regla
31:48three money trigonométricas lo podemos
31:50utilizar con las estrellas cuando vemos
31:53un desplazamiento mayor significa que la
31:55estrella está más lejos y cuando vemos
31:57un desplazamiento más pequeñito
31:59significa que la estrella está más lejos
32:02y bueno ese método después sirve para
32:05calibrar otros métodos que se basan por
32:07ejemplo en la variación de brillo de
32:09algunas estrellas pero es bastante o sea
32:12hay muchos métodos y bueno pues la
32:14nuestra intención es que si seguimos con
32:16esto pues quizás en otro tengamos otra
32:18oportunidad de contarles también cómo
32:21medimos distancias en el universo con un
32:22poquito más de viento
32:23[Música]
32:26muchas gracias más preguntas pregunta
32:30cientovolando cuando empezaron a
32:32formarse las primeras estrellas en el
32:34universo
32:35pues empezaron a formarse
32:37aproximadamente unos 400 a ver si no me
32:40acuerdo mal creo que son unos 400 mil
32:42años después del big bang
32:44aproximadamente pero bueno en etapas en
32:48escalas temporales podemos decir que
32:51prácticamente muy poquito después del
32:53origen del universo ya empezaron a
32:55formarse las primeras estrellas
32:58creo sí
33:01no me acuerdo encuesta para los números
33:03no soy muy buena pero creo que son unos
33:05400.000 años después de eso del primer
33:10instante no de sus primeros instantes
33:11del universo
33:13preguntan también josé manuel altares
33:17cómo se forman los púlsares
33:20cómo se forman los púlsares vale pues
33:22los púlsares son estrellas
33:27son estrellas que giran muy rápidamente
33:30y
33:32vamos a ver si tengo por aquí en la
33:35presentación porque la tenía incluida
33:37para enseñarles también bueno son
33:40estrellas que giran muy muy muy
33:42rápidamente y que además emiten
33:46bueno las descubrimos porque emiten
33:48ondas de radio también de forma muy
33:52bueno emiten radiación muy intensa y
33:55también emiten ondas de radio entonces
33:57si tenemos
33:59el púlsar apuntando en
34:03una dirección
34:06por así decirlo el eje de rotación del
34:08púlsar está apuntando hacia la tierra o
34:10cerquita de la tierra veremos que las
34:13ondas que emite nos llegan como pulsos
34:16muy muy seguidos muy rápidos pero muy
34:19muy seguidos también bueno pues así los
34:23detectamos y cómo se forman pues como
34:24decimos son estrellas de neutrones que
34:26giran muy muy rápidamente y que tienen
34:29esa característica de que al girar muy
34:31rápidamente también emiten radiación a
34:34lo largo más intensa a lo largo de ese
34:37eje de rotación
34:41preguntarán también pregunta willy fogg
34:45cambian las cambian de color las
34:47estrellas a lo largo de su vida
34:50también muy buena pregunta quería
34:53haberle incluido un diagrama que
34:58llamamos nosotros el diagrama color
34:59magnitud diagramas estén tras él voy a
35:01ver si puedo compartirlo sin tardar
35:04mucho ese diagrama nos muestra el brillo
35:08de las el brillo intrínseco de las
35:10estrellas su luminosidad frente a azul a
35:14su color y a ver si puedo
35:21por aquí enseñarles dónde tengo
35:32pues a ver si puedo compartir mi
35:34pantalla para enseñarles
35:41malév en la presentación uy esperen
35:43tengo que salir de la anterior
35:46en un momentito
35:59bien pues en este diagrama como les
36:01decía
36:06a ver a ver
36:11así
36:22es
36:26a ver estoy compartiendo pantalla verdad
36:28no se ha dejado de compartir
36:34voy a ella
36:38y es que tengo que darle antes de darle
36:41a compartir ahora vale
36:46bien aquí está ahora sí la verdad
36:52la tienen ahí verdad sí vale pues esto
36:56sería como les decía lo que llamamos el
36:58diagrama hr entonces las estrellas como
37:01el sol ahí la vez marcada cuando están
37:03quemando el hidrógeno en el en el núcleo
37:06de la estrella están en esa secuencia
37:10línea que ven ahí que nosotros llamamos
37:13la secuencia principal es donde se
37:14encuentran todas las estrellas cuando
37:16están en esa fase tranquila en la que
37:19están quemando el hidrógeno en el núcleo
37:21que le pasa a la estrella cuando se
37:25convierte en una gigante roja pues como
37:27ven ahí sería la evolución que tiene la
37:29estrella en ese diagrama cambia de color
37:32pasa de hacer amarilla a ser roja y
37:36además aumenta también muchísimo su
37:38brillo intrínseco no su luminosidad como
37:41ven en el diagrama
37:43y después cuando se convierte en el
37:45núcleo de la estrella cuando la estrella
37:47expulsa la neurona planetaria y el
37:49núcleo se convierte en una enana blanca
37:51vemos que el color de la estrella vuelve
37:53a cambiar y se hace azulada de azulada
37:58blanca de ahí el nombre no
38:02vale pues eso mismo le sucede a la misma
38:05evolución pero también para la
38:09estrellas masivas también tienen cambios
38:13de color cuando a lo largo de su
38:15evolución se van según van quemando los
38:17diferentes elementos químicos y pasan a
38:20súper gigantes azules por ejemplo
38:25muchas gracias hay muchas más preguntas
38:28y bastantes más
38:30también y muy interesantes pero vamos a
38:32terminar con la última que es una mancha
38:34solar
38:36vale pues no sé si van a tener alguna
38:39charla de alguien de solar que
38:41seguramente se los podrá contar
38:43muchísimo mejor yo nada para darles sólo
38:45una pincelada de qué es una mente solar
38:47pues en las estrellas como el sol
38:50en las partes las capas más externas en
38:53la atmósfera se produce un proceso que
38:56llamamos convección entonces ese proceso
38:59de convección cuando tenemos regiones
39:02donde el campo magnético es muy intenso
39:05tenemos líneas magnéticas de línea de
39:08campo magnético muy intenso este proceso
39:11de convención se para y lo que hace es
39:14que el transporte de material en lugar
39:16de hacerse por convección como le sucede
39:18al agua cuando está hirviendo no esas
39:20células del material más caliente que
39:23sube se enfría y baja pues en las zonas
39:25esas donde se concentra el campo
39:27magnético se para y ahí es donde se
39:30produce lo que es el efecto que nosotros
39:33vemos lo que llamamos una mancha solar
39:34por qué porque estamos viendo una capa
39:37un poquito más baja que está un poquito
39:41más fría que el material caliente que
39:43está subiendo por la convección vale
39:46pero si tenemos oportunidad de tener una
39:49charla de algunos de los físicos solares
39:50de él y hace seguro que les contará esto
39:53con mucho más más detalle
39:57y vamos a tener vamos a tener el
39:59justamente el lunes el lunes 30 del
40:02próximo lunes
40:03héctor héctor socas plan científico gran
40:06astrónomo también y gran divulgador
40:08tiene una charlita pues ya vamos a ir
40:11acabando
40:12porque ya no tenemos más tiempo perfecto
40:16tarde
40:18muchísimas gracias nadie aseguró que
40:20tendremos otra otra charla contigo la
40:25próxima semana simplemente bueno pues
40:29volver a dar las gracias a todos a todos
40:31los oyentes y recordar que mañana mañana
40:36tenemos a otro gran investigador y otro
40:39gran divulgador del instituto de
40:42astrofísica de canarias que es el doctor
40:44alfred rosenberg y que nos va a contar
40:46no sé cómo pero nos va a contar en 20
40:49minutos
40:50la historia del humor o la historia del
40:51hombre son 24 horas o sea que la cosa la
40:54cosa promete pues nada
40:56nos vemos todos mañana sí agradecer a
40:59otra vez las gracias a todos los que nos
41:01están siguiendo y a todo el mundo
41:05está ahí ayudando a la realización de
41:08estas de estas charlas un fuerte abrazo
41:11un abrazo y muchas gracias a todo el
41:13equipo gracias a todo el mundo que nos
41:16ha seguido bueno tarde
41:19[Música]