 Yo soy Montserrat, soy investigadora postdoc en el Instituto de Astrofísica aquí en La Vaguna y mi campo de investigación es las estrellas de neutrones y los agujeros negros. Las estrellas de neutrones y los agujeros negros, como veremos hoy, es la parte final, el cadáver que deja las estrellas tras de sí. Pero, como estaba comentando, las estrellas, al igual que nosotros, tienen una vida. Se puede decir que ellas también nacen, crecen, se forman, luego viven una larga vida para finalmente tener una vejez, una muerte dependiendo de cada estrella más normalita, otras espectaculares y finalmente dejar su cadáver para mí, estudiamos después. Entonces, primer lugar, porque voy a decir, estrellas azules, estrellas rojas, cuando ustedes miran al cielo, si estáis en un cielo limpio, podréis ver un montón de estrellas y algunas de ellas, si os fijáis, son un poco más rojizas y otras más azules, más brillantes. Ustedes cuel dirías que son las estrellas calientes. Sí, exactamente, las azules son las más calientes, a pesar de que es lo contrario, los artistas no van diciendo que los colores azules son los fríos y tal, pero realmente las estrellas azules son las más calientes y las rojas las más frías. Las estrellas emiten como un cuerpo negro y con la fusión de plaque, no me voy a meter, tranquilo, pero básicamente aquí. Si la estrella está más o menos fría en la superficie, 4.000 Kelvin, esta es la forma en la que emite, pues en el azul poquito, y el pico en donde más emite, cuánto emite, cuánto más brillante es, y esto es la longitud de onda, aquí está el rojo, aquí está el azul, pues por ejemplo, si está con 4.000 grados Kelvin en la superficie, pues el pico está aquí en el amarillo. En cambio, si una estrella es muy caliente, tiene unos 7.000 grados Kelvin en la superficie, la forma en la que emite es esta, y veis que el pico donde más emite, está en el azul. Entonces, yo ya no sé si estoy con muchos spoilers aquí cuando vea. Entonces, un ejemplo de estrella azul es Rigel, que tiene unos 12.000 grados Kelvin, esa es azul, luego nuestro sol es normalita, no nos emocionemos desde lo más normal que hay por ahí, 5.000 o 6.000 grados Kelvin, y después una roja, Betelgeuse. Estas Rigel y Betelgeuse, podéis verlas en la costelación de Orión. Aquí está Betelgeuse, que se ve rojita, y aquí está Rigel, que es azul. Entonces, en esta es una costelación de invierno, o sea que si ahora vais no la vais a ver, pero si vais ahora en verano, está Scorpion, súper bonita, de mi favorita, es porque tiene la forma de una Scorpion. Y, sí, poquita, si nosotros al estar un poco más al sur, vemos más estrellas que están en el misterio sur. Sí, sí, sí, está, las vais a ver, Orión, vamos, preciosas, grandes, y Scorpion también. Y Scorpion además tiene una roja aquí, que se le dice que es el corazón del Scorpion, muy bonita. No sé si vais a subir antes, y por la noche, no sé, el cobre está saliendo esta costelación, pero yo creo que la podréis ver. ¿Le preguntan a Alfred? Bueno, a alguien, no sé qué van. Entonces, las estrellas podemos catalogar, dependiendo de su temperatura, y dependiendo de su color. Los astrofísicos, que lo hacemos todo súper sencillo, pues, a las más brillantes, a las azules, o después B-A-S-G-K-M. Pero nosotros utilizamos esta frase para acordarnos. Oh baby, be a fine girl, oh guy, kiss me. Y ahora me voy a leer una que tengo aquí, porque es la en español, pero la verdad que es horrorosa. O bien aventurados a aquellos feligreses, que se citó Crispin mientras regaba nuestro Sausage. Yo me invitaría a una parte que se acuerde. Si ponemos las estrellas, dependiendo de su temperatura, del brillo que lo vemos en un diagrama, en el que aquí, en el E-G-I, tenemos luminosidad, y aquí, temperatura, obtenemos este diagrama que lo inventaron Hearthstone y Rassel. Y de ahí el diagrama, Hearthstone, Rassel. Lo hacemos nosotros en el diagrama HR. Tú si tienes una conversación con un astrofísico, y se dice, oh sí, sí, el diagrama HR. Perfecto, ya sabéis todo. El diagrama HR es como la tabla periódica para los astrofísicos. Pones una estrella en este diagrama y sabes qué tipo de vida va a tener, cuánto tiempo va a vivir, cómo va a morir, etcétera. Vamos a empezar por el principio, que es cómo nacen las estrellas. Las estrellas se forman a partir de una nube de material que está estable en el medio interestelar, flotando casi todos hidrógenos, un poco de helio o otros materiales que a lo mejor se han perquecido con la muerte de otras estrellas y está por ahí flotando. Y de repente, hay una perturbación, una fuerza, que bueno, puede ser por ejemplo una explosión de supernova en la galaxia que perturbó el medio y en vez de quedarse ya en equilibrio empiezan a colisionar los distintas moléculas, el polvo, empiezan a juntarse uno con otro. ¿Ustedes se las ha roto alguna vez un termómetro? Cuando están todas separaditas las tabuelitas y luego se van juntando y juntando y se van creciendo y creciendo y creciendo. Pues eso es lo que pasa con las estrellas. Estrellas o las planetas, que solamente es una que le estuvo comentando. Entonces, cuando esto pasa, se forman unos discos, no queremos ir mucho más ahí, y el material se va agrupando, formando y si se junta el suficiente material, muy, muy tenso, pueden hacer una estrella, que la tenemos aquí en el centro. Aquí tenemos una estrella y después también hay planetas que se pueden ir creando alrededor. En las estrellas el tamaño importa, es importante. Está mal dicho, no es el tamaño, es la masa. Dependiendo de cómo nazcan en este momento, de cuánta masa, de cuán masiva es la estrella, tendremos un tipo de estrella diferente. Y esto marcará la vida de esta estrella. Tenemos estrellas que son más pequeñitas, como las enanas rojas, son más frías, como les comenté que son rojas. Y luego pueden ser, si tienen mucha masa, por ejemplo, 20 veces la masa de sol, son estrellas muy masivas, y serán masules, las llamamos las supergigantes azules. Dependiendo de la masa, tendrán una vida o más larga, que son las estrellas pequeñas, las que tienen una vida muy larga, y son las gigantes azules, las más grandes, las que tienen una vida muy corta. Normalmente utilizo este ejemplo, de que tenemos un coche muy chiquitito, como un depósito pequeño, pero consume muy poquito. Y entonces pueden estar por ahí, recorriendo, tener ispe forever. En cambio, tenemos un tuaré, como un super tanque, pero para mover esa masa, y son muy potentes, van a 200, 200, 300, pero se quema mucho más rápido. El combustible, entonces, tiene una vida muy corta. Se les acaba el tanque, el fuel, la gasolina es muy rápida. ¿Cómo están? Por ahí, dando vuelta. Pues igual pasa con las estrellas. Entonces, vamos a empezar a mirar las estrellas pequeñas, las estrellas de baja masa, que son rojas. Ellas se localizan en esta zona de aquí, del diagrama HR, porque son frías, y no son muy luminosas. Estas estrellas, como estaba comentando, son frías, no son muy luminosas, y al cabo, no están produciendo, no tienen mucha... no sé, tienen a menor ritmo las reacciones nucleares en su interior, son menos luminosas, pero tienen una vida larguísima. La vida de una nana roja son de, lo miré, billones de años. Billones de años. Pones uno y nueve celos detrás, y eso es lo que es la vida de una estrella nana roja. Eso quiere decir que viven para siempre, porque la edad de nuestro universo, hoy en día, son 13.700 millones de años. Pero, o sea, no digo que estas estrellas ahora tengan zada, pero van a vivir esos años. O sea, que van a estar ahí, quemando, además, porque van quemando su combustible muy despacito, y además pueden utilizar, al contrario que las estrellas más pasivas que veremos después, pueden quemar... toda su masa está disponible para quemar. Pueden quemar toda su hidrógeno, y entonces tienen mucho combustible, toda la masa de la estrella se puede convertir en enelios, entonces, vive mucho tiempo. Pues también tenemos la que se llaman las enanas marrones. Yo, la verdad, que bueno, no llega a ser estrella, porque no se enciende nunca, no tienen la suficiente masa para que la estrella, el núcleo de la estrella tenga la suficiente temperatura para que empiecen las reacciones nucleares. Pero están calientes, y entonces se puede observar. Y esta, la primera vez que se observó, fue aquí en Tenerife por un grupo del Instituto de Astrofísica, la llamaron Teidebun. De media masa. Ahí nos encontramos con nuestro sol. Van desde 0,5 veces la masa del sol hasta estrellas que tienen 9 veces la masa del sol. Ellas se localizan en la parte media del diagrama HR. De hecho, hay una cosa que no les conté, pero bueno, una tontería. En el diagrama HR podemos ver que hay distintas zonas. Esta de aquí se llama la secuencia principal. Y realmente es donde se encuentran las estrellas que se encuentran en esta parte del diagrama son estrellas que están en su vida adulta, como no es solo. Y ahí se pasan la mayor parte de su vida. Después ya veremos que esto es cuando están en su vejez, cuando se están terminando la vida y por aquí es cuando están muertas. Entonces, cuando nos encontramos en esta parte media, donde se encuentra el sol. Supongo que Héctor, que les habló del sol, les explicó un poquito lo que pasaba en su interior. Eso es lo que pasa normalmente en estas estrellas. En su interior, porque están a muy grandes temperaturas, muy altas temperaturas, se crean reacciones nucleares. El interior que es de hidrógeno, cuatro moléculas de hidrógeno se juntan y forman una de ellos. Y cuando están ocurriendo eso, emite un poquito de energía. Es solo un poquito de energía. Pero claro, esto pasa miles y millones de veces cada segundo. Y es lo que, por eso las estrellas están emitiendo. ¿Cuánto tiempo va a durar esto? Bueno, depende de cuántas materiales tenemos para quemar. Pero básicamente el sol ahora mismo se encuentra en equilibrio entre la fuerza de la gravedad que todo cuerpo tiene que está empujando todo el material para colapsar. Pero hay una fuerza que empuja hacia el exterior que es la fuerza de radiación que es por las estas nucleares. Entonces, estamos en equilibrio. Las estrellas se encuentran en equilibrio. Radiación hacia fuera y presión hacia dentro. También creo que va a ganar esta guerra. Y eso es lo que va a pasar. Las estrellas se encuentran en equilibrio, pero están en equilibrio siempre y cuando tengamos reacciones nucleares para emitir esa radiación hacia afuera. Nuestro sol estamos a mitad de vida. Eso les habrá dicho Héctor, que tranquilos también nos queda tiempo. Esto lleva unos 4.700 millones de años viviendo y todavía nos quedará otros 5.000 millones de años más. Así que vamos bien. Pero bueno, ¿qué va a pasar cuando se acabe el hidrógeno? Pues lo que vamos a tener es que en el núcleo el hidrógeno se ha convertido en helio. Y a contrario de lo que pasa con las estrellas que son menos masivas, que les comenté que las estrellas menos masivas tienen toda la estrella, todo el material para utilizar y quemar, en las estrellas que son más masivas eso no pasa. Lo que pasa en el núcleo de las estrellas se queda en el núcleo y no intercambia en nada. Entonces lo que nos va a quedar en el sol cuando termine de quemar el hidrógeno de su núcleo de helio y después unas caspas externas de hidrógeno. Se termina de quemar ya no tenemos radiación el núcleo de helio pesa más y al no haber tampoco radiación que esté empujando en las estrellas y afuera el núcleo empieza a colapsar. ¿Qué pasa que cuando más se contrae la presión aumenta oyas a presión? Exacto. La temperatura aumenta de tal manera que las caspas que están perradas en el núcleo que están muy calientes ya tienen una temperatura suficiente para que empiecen a quemar el hidrógeno en esas capas un poquito más estemas. Entonces se dice con persona cebolla la parte esternal hidrógeno la parte de interna de helio y ahora se está quemando en esas capas un poquito más estemas hidrógeno a helio otra vez. Y otra cosa que pasa cuando llegamos a este punto es que como en esta capita de cebolla están empezando a ver otra vez acciones nucleares de hidrógeno. A helio empieza a aumentar la temperatura en esta zona de aquí y este gas al estar en contacto con esas capas también aumenta la temperatura y el gas cuando empieza a calentarse se expande. Entonces nuestro sol cuando llegue a esta fase que todavía nos quedan 5000 millones de años se va a expandir un montón va a crecer 200 veces su tamaño un montón. Pasamos entonces a que el sol llega a su parte de dejez y se convierte en una gigante roja es más caliente está realmente metiendo un montón pero se convierte en rojo porque aunque es más caliente la superficie es mucho mayor. Entonces la cantidad de energía que sale por unidad de centímetros cuadrados de la estrella es menor. Eso es como cuando ustedes cogen la lupa de si llega un rayón llega el sol y pones una lupa de lejos son así iluminadas es calentito pero nada pero si lo concentras la misma energía en un puntito más concentrado de quemas. Pues aquí aunque sea más caliente la estrella es mucho más grande entonces es roja porque está metiendo realmente por unidades de superficie pues menos. Y esto es lo que es una la parte final de nuestro sol el tamaño aquí hay un ejemplo de la diferencia de tamaño este era el sol antes y este una parte de la estrella gigante roja cuando se cuando se espanda ¿Qué nos va a pasar a nosotros? ¡Uh! Pues aquí se ve el sol aumentando, convirtiéndose gigante roja y dando vueltas pero no seamos francó vamos a morir antes ¿Qué es? Ahora la cuestión aunque estemos achicharrados con anterioridad ¿Qué nos va a pasar al hierro? ¿Nos va? ¿Vamos a entrar en el sol? ¿O vamos a quedar fuera? Pues eso se sabe a distintas teorías porque sí, acabó la película sano entonces como les dije se ha terminado el combustible de la estrella ya no somos capaces de quemar ni las capas esas externas de hidrógeno gana la gravedad y gana la gravedad lo que pasa es que cuando les estaba explicando antes vamos aquí otra cosa que pasa en el tipo de muerte que va a tener el sol es que las capas externas de la estrella están tan externas tan fuertes, están unidas a la estrella pues de una forma muy suave la gravedad ahí tan lejos casi no se siente y muchas veces lo que pasa es que esas capas externas se pierden y la radiación de la estrella la temperatura caliente gana y empuja esas capas hacia afuera entonces realmente al final de la vida de este tipo de estrellas cuando la radiación se termina es que la parte interna de la estrella como ya no tiene la fuerza de radiación que empuja hacia afuera gana y el núcleo pero las capas estrellas se han perdido en esos momentos de gigante roja lo que queda en el núcleo es lo que llamamos una enana blanca una enana blanca tendrá entre 0,5 la mitad de la masa del sol hasta un máximo de 1,3 veces la masa del sol pero miren en qué tamaño en lo igual que el tamaño de la tierra eso es súper, súper denso lo único que para el frenado del material debido a la gravedad es lo que se llama la presión por degeneración de electrones y es que ustedes tienen un átomo el electron y el núcleo se repelen entonces eso gana al final a la gravedad y ya no puede colapsar más y queda una enana blanca la máxima masa que permite la máxima masa que permite este colapso es 1,3 veces la masa del sol eso lo llamamos la masa de chandra saque saque que fue un investigador indio creo hizo su trabajo muchos años en Inglaterra y ahí hizo su teoría de cuál sería la masa máxima que podría tener un objeto de estos contactos le dijeron que estaba medio loco no trabajaba mucho mejor bueno, no estaba muy de acuerdo se fue a Estados Unidos y al final se detectó una enana blanca y le dieron un premio Nobel y como les dije esto sería lo que queda cuando muere una estrella tipo sol este es el núcleo que nos deja atrás pero como os dije las capas externas han sido expulsadas hacia afuera entonces esto es lo que sería una nebulosa planetaria los astrofísicos somos muy románticos y dejamos los nombres como bautizamos esto pensaba que era el nacimiento donde nacían planetas y no al final esto es lo contrario es la muerte de una estrella pero seguimos llamando las nebulosas planetarias son preciosas todo esto son el material que ha expulsado de las capas externas la estrella creo que expulsa pues si teníamos una masa una vez el sol, dos veces o tres veces expulsa como la mitad de su masa es expulsada en esos momentos finales hacia el exterior esto es una nebulosa planetaria y después tenemos otras como estas que son muy bonitas desde nuestro favorito para contar con un telescopio las distintas formas dependen es más complicado hay dos sistemas que se piensan que tienen esta forma que ya no son tan homogéneas porque piensan que son sistemas binarios hay dos estrellas tres y van formando esta forma no es mi campo, no lo sé hay gente que se diga a estudiarla entonces la vida de nuestro sol en este diagrama HR que se encuentra aquí estable durante 10.000 millones de años en la vida dulza pero cuando llegan ya sus fases finales en el núcleo se convierte en gigantes rojas son más limunosas pero más frías como habíamos dicho pasan esta zona el geriátrico del HR y termina con una colapsa en el núcleo tenemos una nana blanca las capas externas forman las nebulosas planetarias y luego pasan aquí ya son poco luminosas y calientes todavía tienen un remanente de calor que van enfriándose en miles y miles de años y así irán poco a poco enfriar entonces todavía están aquí bastante calientes pero se irán enfriando a lo largo de esto se los dejo ahí ustedes para que lo tengan como aconte pero ahora que lo que pasa con las estrellas que son muy masivas y cuando digo muy masivas 9 veces la masa del sol pues es un poco diferente para empezar es que el núcleo se contrae y el núcleo es más grande y se contrae y si que tiene la temperatura suficiente cuando la presión aumenta bajo más presión si que tenemos una temperatura suficiente para que empiece la siguiente reacción nuclear el helio a ver aquí tengo un vídeo al principio pasa lo mismo que que en el sol estamos con una estrella tenemos igual de calidad que es radiación de presión aquí tenemos el hidrógeno que se ha convertido en helio pero esta vez si que tenemos suficiente temperatura para que se dé la siguiente reacción nuclear de helio a carbono voy a parar el vídeo en este caso cuando son muy masivas el núcleo si que tiene la suficiente temperatura para que la siguiente reacción nuclear se dé entonces en el núcleo el helio se convierte en carbono luego pasa lo mismo que que les conté antes cuando se acaba el helio para convertirse en carbono como no hay reacción nuclear no hay reacción hacia afuera la gravedad gana contra el núcleo pero otra vez tenemos suficiente presión la temperatura ha aumentado y se enciende la siguiente fase que entonces se convierte en carbono en neón después en las capas externas pasa lo mismo como el núcleo está con reacciones nucleares de carbono a neón es súper caliente en las capitas externas que todavía quedaba un poquito de helio y como se han sendido esta capita la siguiente de afuera que quedaba todavía un poquito de hidrógeno se enciende entonces aquí tenemos una cebolla en el núcleo tenemos carbono a neón en la siguiente capa el helio a carbono, hidrógeno a helio y esto va sucediendo sucesivamente se va contrayendo, va aumentando la temperatura se enciende la siguiente fase de carbono a neón la siguiente fase de neón oxígeno esta fase esta vez es más rápida se necesitan más núcleos para convertirlo en siguiente y oxígeno a silicio de silicio a hierro y llegamos al hierro y sabo porque ya para fusionar hierro no se emiten energía para fusionar hierro se necesita energía exterior entonces aquí se acaba ya no hay generación de energía como el hierro entonces cuando se lleva al hierro se termina cuando llegamos al hierro se apaga ya no hay más que quemar no hay más reacciones núcleares la arreglesión hacia afuera se termina y quien gana es la gravedad pero en este caso es tan tan tan denso el material la gravedad es mucho mayor y sí se puede empotrar contra el núcleo ya gana la presión de gravedad esta vez es mayor que esa presión de degeneración de los electrones que os dije antes que no hay una fuerza que impide que los electrones se empotren contra el núcleo pero ahora gana la gravedad y esos electrones sí se empotren con los núcleos y con los protones que hay en el núcleo se combinan y crean más núcleones y es lo que decimos que es una estrella de neutrones que da tras decir la muerte de las estrellas masivas es muchísimo más espectacular que nuestro querido sol o las estrellas menos masivas que de una nerviosa planeta es muy bonita pero cuando esto pasa la contracción de ese núcleo es tan rápido y tan abrupto y tan severo que genera una onda expansiva digamos hacia afuera creando lo que nosotros llamamos la supernova entonces el núcleo ha colapsado de una forma muy abrupta muy abrupta y muy rápida generando ese núcleo muy muy compacto y las capas externas son expulsadas en esta supernova son muy muy energéticas de tal manera que las podemos detectar si aunque estén en la otra mitad del universo y en ese momento es más brillante que todas las estrellas juntas de la galaxia donde se ha estallado esa supernova o sea, nosotros ya supernovas que detectamos están normalmente en otras galaxias y somos capaces de detectar el zonbar un día estás apuntando una galaxia y de repente apuntas otra vez y es un fogonazo y es una supernova bueno, esto es una una de las supernovas remanentes de la supernova que es más espectaculares que es la la remanente de supernova del cangrejo porque está en el cangrejo es súper bonita y lo que deja atrás de sí pues también depende un poco de la masa pero muchas de ellas dejan una estrella de neutrones una estrella de neutrones tiene la masa del sol contraída en una esfera del tamaño de la maravillosa gomera soy gomera ustedes se imaginan lo que es eso eso es un animal larga todo el sol es bebido este es el tamaño de la tierra comprada con el sol pues de la tierra la gomera metido ahí eso es súper súper denso para que os caiga una idea si yo voy a una estrella de neutrones y no me pasa nada coge una cucharita de café y coge el material de la superficie de la estrella de neutrones eso pesaría 100 millones de toneladas eso es como un millón de veces una ballena azul otros numeritos si ustedes cogen en una estrella de neutrones y dejan caer una pelota a un metro tarda un microsecondo en general o con la velocidad que llega a la superficie son 7 millones de 102 mil kilómetros por hora o sea la velocidad que toma la pelota y luego como están pujando tanto la gravedad de una estrella de neutrones la montaña más alta que tendría una estrella de neutrones tendría 5 milímetros de alto o si coges un granito de sal y la llevas a una estrella de neutrones pesaría 14 kilos esos son las estrella de neutrones pero si lo que mueres es una estrella que todavía más masiva más de 20 veces la masa del sol lo que deja atrás ya es una estrella de neutrones lo que deja es un agujero negro y ahí ni la presión de los los neutrones es capaz de parar el colapso y lo que pasa es que no lo sabemos es que no sabemos cómo está el material en un agujero negro lo que pasa ahí un agujero negro no es un sol son 10 veces el sol cojan 10 soles y lo meten en tenerife eso es un agujero negro y en un agujero negro no se dice que tiene la forma de definir un agujero negro es distinto a la de otras estrellas o la estrella de neutrones estrella de neutrones es muy contacta pero todavía tiene una superficie en un agujero negro no hablamos de superficie hablamos del orizonte del evento del suceso el evento del orizonte del suceso y eso es así como lo llamamos y ahora lo explico esta es la fórmula es lo que se llama la velocidad de escape es que velocidad necesitas tú para salir del campo gravitatorio por ejemplo de la tierra para poder escapar de lo que sientes del campo gravitatorio en el caso de la tierra bueno la fórmula lo único que quería que vos mirasen es que depende de esto es una constante la costante de la gravedad es de la masa o sea cuanto mas masivos mas cuesta escapar y bueno y de la distancia en la que este si ya estas lejos pues va a costar menos entonces cual es la velocidad que necesitas para salir del campo gravitatorio de la tierra pues 11 km por segundo o 40.000 km por hora es lo mismo si pasamos las unidades 40.000 km por hora para escapar del sol si estuviéramos ahi pasando una temporada y quisiéramos volver la velocidad que necesitaría nuestro cohete para salir del sol sería 600 km por segundo o 2.160.000 km por hora en una estrella de neutrones que en la masa aquí ya ponemos 1, esto esta mal porque en la estrella de neutrones como dije no puede tener 1,5 sino 1,3 pero la masa del sol en un radio mas pequeño digamos que ya tenemos al mejor la mismo la misma masa aquí que aquí podemos llegar aquí son el radio sol son unos 1000 km no sé cuántos miles de km estaríamos fuera pero aquí podríamos estar a 10 km de cerca como esta mas contraído la velocidad que necesitaríamos para salir de una estrella de neutrones ya sería 150.000 km por segundo la mitad de la velocidad de la luz y que pasa en un agujero negro en un agujero negro lo que hablamos es a que distancia ya podrías escapar o sea te podrías escapar si viajas a la velocidad de la luz si estas para el cálculo que nos sale es que si tenemos un agujero negro como dije que son más o menos de 10 veces 10 más a solares un agujero negro estelar después hay super masivos que ya Cristina os hablará mañana así que no voy a ser espolla yo trabajo con esto que son estelares los cuerpos que dejan los cadáveres que han dejado nuestra estrella la estrella pues si tenemos un agujero negro que tiene 10 veces la masa del sol si viajáramos a la velocidad de la luz a partir de que radio nos podríamos realmente escapar y lo que nos sale aquí estamos calculando este día para 10 más a solares a 30 km si estuviéramos a 20 km del centro ni la luz se puede escapar a 25 tampoco la luz puede escapar a 31 ya la luz se puede ir y eso es lo que se llama un agujero negro es que no pueden ni escapar la luz del campo gramitatorio que tiene son negros no emiten no se ve nada al agujero negro hablamos de la horizonte de vento y se interisa que no puede salir es que no lo sé no se sabe si nuestro sol se convirtiese en un agujero negro no es posible, ya lo sabemos pero ¿qué pasa? si nuestro sol se convierte en un agujero negro se contrae para que se convierta en nuestro sol un agujero negro tiene que ser una esfera de unos 3 km ¿qué nos pasaría a nosotros? es que no nos pasa nada quitando que nos cagamos de frío es que nos morimos de frío porque ya no mito pero es que no pasa nada porque la masa del sol es la misma son de que está en una esfera de 3 km la masa esta es la fuerza que sentimos la masa del sol es la misma la masa de la tierra es la misma y la distancia a la que se encuentra la tierra es la misma esto de lo que les quería decir es que siempre tenemos la imagen de que un agujero negro es como un aspirador ahí que nos chupa todo de si está muy cerca si te tienes a 100 km del sobre pues ya a lo mejor pero digamos que no cambia nada son de que hay problemas si te acercas mucho la distancia y además yo hice aquí un cálculo a ver si puedo explicarlo bien este es el cálculo que hicimos antes a partir de 30 km para un agujero negro en el 10 veces la masa del sol pues a partir de 30 km sí que puede escapar la luz ahora la pregunta es a qué distancia estamos nosotros a salvo con nuestro cohete nosotros hoy en día nuestros cohetes van a 11 km por segundo a qué distancia podemos salir del campo gravitatorio de un agujero negro como este lo calculamos aquí esta es la velocidad que nosotros tenemos de nuestro cohete 10 veces más al sol y la distancia que nos sale son 2 por estos son 20 mil billones de kilómetros 4 veces el tamaño de sistema solar si nos acercamos más que 4 veces el tamaño de nuestro sistema solar nuestro cohete ya nos quedamos en el sistema solar siempre con nuestro cohete porque no somos capaces de ir más rápido que a mayor velocidad no entendieron pues con eso ya más o menos es lo que les quería explicar de lo que es la vida es un cuentito de la evolución estelar pues dependiendo de la masa con la que nacen tiene una vida muy larga y tranquila la de nana roja hemos visto como sería el sol, su muerte deja detrás de sí una nana blanca con sus nebulosas planetarias luego y las que son más masivas mueren en supernova supernova porque se pensaban que así había nacido una estrella nueva porque en el cielo claro lo que se estaba diciendo antes, estamos observando los astrónomos y de repente donde no había nada había un fogo naso de luz que son una estrella nueva no, es la muerte de una estrella pero nosotros seguimos llamándola supernova de las estrellas de neutrones o las agujeros negros y eso es lo que yo estudio pero yo les acabo de decir las estrellas de neutrones son muy pequeñas son también muy calientes pero son muy muy muy pequeñas imagínense pues eso la bomera puesta a miles y miles de kilómetros muy difíciles de detectar y los agujeros negros es que no niten la luz no puede escapar no refleja pero eso es lo que yo estudio entonces me preguntaré y entonces con los estudios yo lo que estudio son binarias de rayos X en la que es un sistema binario o sea tengo que estudiar los agujeros negros pero directamente estudiando mirándolos a ellos es ver cómo afecta a la materia que tiene alrededor de él y por ejemplo esta es un ejemplo las binarias de rayos X es un sistema binario dos tenemos aquí el objeto compacto puede ser la estrella de neutrones o el agujero negro pero tiene una estrella compañera esta con estrella compañera las que yo estudio son un tipo solo un poco más pequeña y el campo gravitatorio la estrella de neutrones es tan potente que le roba las capas externas de la estrella que la compañera se lo roba y se lo quita está lo suficientemente cerca para que el campo gravitatorio del agujero negro sea más fuerte que el propio suyo se tiene este material no cae directamente plumb plumb directamente al agujero negro sino por conservación y en este momento se crea este disco de material un disco de acreición se llama y ahí es cuando hablamos de emisión todos estos bichos emiten una gran cantidad de luz está cayendo el material en este disco y en este disco a veces cuando se llena de material cuando se llena de material de la compañera tiene unos pedinazos unos super outbursts unos estallidos unas erupciones en las que la luminosidad aumenta unos cuantos ceros o sea estaba emitiendo y de repente le ponen unos cuantos ceros detrás y eso lo aumenta la luminosidad estas son las partes de la binaria de Reijetti como les hemos dicho el agujero estrella de neutro tenemos este disco de acreición que a veces entra en ursión una estrella compañera que es como el sol y a veces tienen estos chorros y esto emite en multitud de longitudes de onda o sea la estrella compañera como visible infrarrojo como todas estrellas el disco de acreición fuera está un poco más frio infrarrojo a medida que vas entrando va aumentando la temperatura el material aquí está rosamiento y aumenta muchísimo la temperatura visible otra violeta y las partes más internas que están muy calientes en rayos X y por eso se llaman binarias de rayos X rayos X que emiten muchos rayos X no hay tantos sistemas por el que emiten la cantidad de rayos X que emiten estos sistemas hemos pasado a un agujero negro que no vemos nada a un sistema que emite en todo rayos X ultravioleta los yeten radio tanto los estudiamos con multitud de instrumento antes escuché no se le estaba diciendo Conai nuestra atmósfera gracias a Dios no filtro un montón de radiación maligna para nosotros por ejemplo los rayos X no son capaces de llegar a la superficie de la atmósfera a la tierra nos llega el visible y el radio tenemos nuestros observatorios con nuestras antenas para detectar la jonda de radio y el telescopio como el trantecán o algunos que vais a ver también las montañas pero si queremos observar en rayos X ultravioleta en infrarroja tenemos que lanzar los instrumentos fuera de la atmósfera porque la atmósfera no permite llegar a la superficie yo trabajo en normalmente estoy trabajando en estudiar las binarias de rayos X en rayos X y utilizo datos tomados en satélites estos son los satélites que yo uso hay algunos más Xnm Newton Chandra por Chandra Seca Integral cada uno además tiene sus ventajas respecto a otros pues llegan más profundo tienen más detalles en los espectros que vemos todo lo que estaba diciendo antes entonces utilizamos muchos observatorios los rayos X para rayos X el trantecán por ejemplo los observatorios para observar en el óptico el visible muchos componentes del grupo con el que trabajo estudian estos sistemas en el óptico o en el radio y además estudiando cada longitud de onda utilizando los diferentes instrumentos obtenemos diferente información cada instrumento cada longitud de onda nos revela distintos secretos de estos sistemas por ejemplo este es la herramienta de supernova que les enseñó observado en el visible pero esto es en radio y esto es en rayos X aquí se ve la estrella de neutrones que hay en el centro y si se observa en rayos X un disco de acreción de material muy en el centro rayos gamma y veis como observando lo mismo en diferentes nóditos de onda tenemos distinto información y esto es realmente lo que yo hago para que se vaya totalmente el romantísimo yo me paso todo el día adelante en el ordenador esto es un espectro obtenido con uno de sus satélites que os enseñé que es M.M. Newton estudió sus componentes espectrales digo ah mira esta parte de aquí es emitido por el disco y después esto es una corona de electrones eso lo llevamos y esto es lo que miro todos los días y la evolución que tiene de unas textos estallidos pero está bien así puesto aquí no está muy entretenido pero es muy bonito hace dos años por ejemplo hubo un super estallido de un agujero negro que está durmiendo normalmente está durmiendo y cada 25 años tiene uno de estos estallidos y hace dos años hubo uno y se obtuvo un montón de observaciones con el GTC bueno con GTC con todos los instrumentos hay unos telegramas y alarmas estamos aquí jugando el fútbol saltamos las alarmas y todo el mundo empezó el GTC apuntando los de rayos x también los de rayos gamma y en este se descubrió unos vientos que durante estos estallidos que nunca se habían observado salió en la prensa y fue un artículo de Nature y estos son para terminar pero no dije nada a lo mejor me preguntáis esta es una manera de estudiar era la única forma de estudiar los agujeros negros los agujeros negros pero yo supongo que ya sabes que hay otra manera ahora con las hondas gravitatorias haber escuchado en la prensa supongo yo no se como explicarlo sobre importante ahora en las hondas gravitatorias en 2015 fueron la primera vez que se detectaron y lo que se ha detectado por ahora son bueno son dos agujeros negros que están rotando muy cerca esta rotación hace que varíe el espacio tiempo y finalmente colapsan y se forma un agujero negro más masivo y eso es lo que he estado detectando el IVO que son los instrumentos que están midiendo las hondas gravitatorias dos agujeros negros rotando que se colapsan y convierten con uno más masivo y el último sobre importante fueron dos estrellas neutrones esta vez y estar se colapsaron, se formó algo que no sabemos qué es si agujero negro a final lo que es mas masivo sigue siendo una estrella de neutrones que también hubo contrapartida óptica, esto quiere decir que detectaron las hondas gravitatorias miraron a ver de donde procedía apuntaron los telescopios y detectaron un tipo de supernova unos cuantos segundos después diciendo miralo dos estrellas neutrones que colapsaron pues ya esta