Símbolo Elemento químico Átomos. H Hidrógeno He Helio O Oxígeno 690. C Carbono 420. N Nitrógeno 87. Si Silicio 45.

Transcripción

1 2. EL UNIVERSO Una de las preguntas que se hace el ser humano desde que empezó la evolución se refiere al mundo que nos rodea. A medida que aumentan los conocimientos, este mundo se va ampliando. La educación en Astronomía contribuye a su conocimiento. El Universo ha sido un misterio hasta hace pocos años, de hecho, todavía lo es, aunque sabemos muchas cosas. Desde las explicaciones mitológicas o religiosas del pasado, hasta los actuales medios científicos y técnicos de que disponen los astrónomos, hay un gran salto cualitativo que se ha desarrollado, sobre todo, a partir de la segunda mitad del siglo XX. Quedan numerosas cosas por descubrir, pero es que el Universo es enorme, o nosotros demasiado pequeños. En todo caso, vamos a hacer un viaje, en lenguaje sencillo y sin alardes, por lo más significativo que nos ofrece el conocimiento actual del Universo. 2. Nosotros, nuestro Planeta en el Universo El Universo es el conjunto que forman los cuerpos celestes y el espacio interestelar que los rodea (fig. 2.1). Según la Teoría del Big Bang, el mismo nació a través de una súbita expansión, parecida a una explosión que se produjo hace aproximadamente 15 mil millones de años. Esto generó, espacio, materia (en forma de gas, principalmente en hidrógeno y en menor medida de helio) y energía (luz y calor). La teoría del Big Bang explica cómo se formó 1. El Universo contiene galaxias, cúmulos de galaxias y estructuras de mayor tamaño llamadas super cúmulos, además de materia intergaláctica. Todavía no sabemos con exactitud la magnitud del Universo, a pesar de la avanzada tecnología disponible en la actualidad. La materia no se distribuye de manera uniforme, sino que se concentra en lugares concretos: galaxias, estrellas, planetas... Sin embargo, el 90% del Universo es una masa oscura, que no podemos observar. Por cada millón de átomos de hidrógeno los 10 elementos más abundantes son: Símbolo Elemento químico Átomos H Hidrógeno He Helio O Oxígeno 690 C Carbono 420 N Nitrógeno 87 Si Silicio 45 Mg Magnesio 40 Ne Neón 37 Fe Hierro 32 1 Sostiene que, hace unos millones de años, la materia tenía una densidad y una temperatura infinitas. Hubo una explosión violenta y, desde entonces, el Universo va perdiendo densidad y temperatura. El Big Bang es una singularidad, una excepción que no pueden explicar las leyes de la física. Podemos saber qué pasó desde el primer instante, pero el momento y tamaño cero todavía no tienen explicación científica. 75 -

2 2.1. Observación del Cosmos 76 - S Azufre 16 Desde sus orígenes, la especie humana ha observado el cielo. Primero, directamente, después con instrumentos cada vez más potentes. Las antiguas civilizaciones agrupaban las estrellas formando figuras. Nuestras constelaciones se inventaron en el Mediterráneo oriental hace unos años. Representan animales y mitos del lugar y la época. La gente creía que los cuerpos del cielo influían la vida de reyes y súbditos. El estudio de los astros se mezclaba con supersticiones y rituales (fig. 2.2). Las constelaciones que acompañan la trayectoria del Sol, la Luna y los planetas, en la franja llamada zodíaco, nos resultan familiares: Aries, Tauro, Géminis, Cáncer, Leo, Virgo, Libra, Escorpión, Sagitario, Capricornio, Acuario y Piscis. A principios del siglo XVII se inventó el telescopio. Primero se utilizaron lentes, después espejos, también combinaciones de ambos. Actualmente hay telescopios de muy alta resolución, como el VLT, formado por cuatro telescopios sincronizados (fig. 2.3). El telescopio espacial Hubble (HST), situado en órbita, captura y envía imágenes y datos sin la distorsión provocada por la atmósfera. Los radiotelescopios detectan radiaciones de diferentes longitudes de onda. Trabajan en grupos utilizando la técnica llamada interferometría. Fig.2.1 Fig. 2.2 Fig 2.3, 2.4 La fotografía, la informática, las comunicaciones y, en general, los avances técnicos de los últimos años han ayudado muchísimo a la astronomía. Gracias a los espectros (descomposición de la luz) se conoce información detallada sobre la composición química de un objeto. También se aplica al conocimiento del Universo. Un hallazgo reciente, las lentes gravitacionales, aprovechan el hecho de que los objetos con masa pueden desviar los rayos de luz. Si se localiza un grupo de cuerpos con la configuración apropiada, actúa como una lente potentísima y muestra, en el centro, objetos distantes que no podríamos ver (fig. 2.4).

3 2.2. Las Constelaciones Las estrellas que se pueden observar en una noche clara forman determinadas figuras que llamamos "constelaciones" y que sirven para localizar más fácilmente la posición de los astros. En total, hay 88 agrupaciones de estrellas que aparecen en la esfera celeste y que toman su nombre de figuras religiosas o mitológicas, animales u objetos. Este término también se refiere a áreas delimitadas de la esfera celeste que comprenden los grupos de estrellas con nombre. Los dibujos de constelaciones más antiguos que se conocen señalan que las constelaciones ya habían sido establecidas el 4000 a.c. Los sumerios le dieron el nombre a la constelación Acuario, en honor a su dios An, que derrama el agua de la inmortalidad sobre la Tierra. Los babilonios ya habían dividido el zodíaco en 12 signos iguales hacia el 450 a.c. Las actuales constelaciones del hemisferio norte se diferencian poco de las que conocían los caldeos y los antiguos egipcios. Homero y Hesíodo mencionaron las constelaciones y el poeta griego Arato de Soli, dio una descripción en verso de 44 constelaciones en su Phaenomena. Tolomeo, astrónomo y matemático griego, en el Almagesto, describió 48 constelaciones, de las cuales, 47 se siguen conociendo por el mismo nombre. Muchas otras culturas agruparon las estrellas en constelaciones, aunque no siempre se corresponden con las de Occidente. Sin embargo, algunas constelaciones chinas se parecen a las occidentales, lo que induce a pensar en la posibilidad de un origen común. A finales del siglo XVI, los primeros exploradores europeos de los mares del Sur trazaron mapas del hemisferio austral. El navegante holandés Pieter Dirckz Keyser, que participó en la exploración de las Indias orientales en 1595 añadió nuevas constelaciones. Más tarde fueron añadidas otras constelaciones del hemisferio sur por el astrónomo alemán Johann Bayer, que publicó el primer atlas celeste extenso. Muchos otros propusieron nuevas constelaciones, pero los astrónomos acordaron finalmente una lista de 88. No obstante, los límites de las constelaciones siguieron siendo tema de discusión hasta 1930, cuando la Unión Astronómica Internacional fijó dichos límites. Para designar las aproximadamente estrellas brillantes, se utiliza el genitivo del nombre de las constelaciones, precedido por una letra griega; este sistema fue introducido por Johann Bayer. Por ejemplo, a la famosa estrella Algol, en la constelación Perseo, se le llama Beta Persei. Entre las constelaciones más conocidas se hallan las que se encuentran en el plano de la órbita de la Tierra sobre el fondo de las estrellas fijas. Son las 77 -

4 constelaciones del Zodíaco. Además de estas, algunas muy conocidas son Cruz del Sur, visible desde el hemisferio sur, y Osa Mayor, visible desde el hemisferio Norte. Estas y otras constelaciones permiten ubicar la posición de importantes puntos de referencia como, por ejemplo, los polos celestes. La mayor constelación de la esfera celeste es la de Hydra, que contiene 68 estrellas visibles a simple vista. La Cruz del Sur, por su parte, es la constelación más pequeña Medidas del Universo. Conceptos básicos Masa: es la cantidad de materia de un objeto. Volumen: es el espacio ocupado por un objeto. Densidad: se calcula dividiendo la masa de un objeto por su volumen. Temperatura: la cantidad de calor de un objeto. La temperatura más baja posible en el Universo es de 273 ºC bajo cero (0º Kelvin), que es no tener ningún tipo de energía. Unidades para medir distancias Medir el Universo es complicado. A menudo no sirven las unidades habituales. Las distancias, el tiempo y las fuerzas son enormes y, como es evidente, no se pueden medir directamente. Para medir la distancia hasta las estrellas próximas se utiliza la técnica del paralaje. Se trata de medir el ángulo que forman los objetos lejanos, la estrella que se observa y la Tierra, en los dos puntos opuestos de su órbita alrededor del Sol. El diámetro de la órbita terrestre es de 300 millones de km. Utilizando la trigonometría se puede calcular la distancia hasta la estrella. Esta técnica, sin embargo, no sirve para los objetos lejanos, porque el ángulo es demasiado pequeño y el margen de error, muy grande. El brillo de los astros: El brillo (magnitud estelar) es un sistema de medida en que cada magnitud es 2,512 veces más brillante que la siguiente. Una estrella de magnitud 1 es 100 veces más brillante que una de magnitud 6. Las más brillantes tienen magnitudes negativas. Únicamente hay 20 estrellas de magnitud igual o inferior a 1. La estrella más débil que se ha podido observar tiene una magnitud de 23. Declinación: es la medida, en grados, del ángulo de un objeto del cielo por encima o por debajo del ecuador celeste. Cada objeto describe un "círculo de declinación" aparente. La distancia, en horas, desde éste hasta el círculo de referencia (que pasa por los polos y la posición de la Tierra al inicio de la 78 -

5 primavera) es la ascensión del objeto. Combinando la ascensión, la declinación y la distancia se determina la posición relativa a la Tierra de un objeto. Longitud de onda: es la distancia entre dos crestas de ondas luminosas, electromagnéticas o similares. A menor longitud, mayor frecuencia. Su estudio aporta muchos datos sobre el espacio (fig. 2.5) 2. Fig. 2.5 Medidas del Universo Unidad Concepto equivalencia Unidad astronómica (ua) Año luz Pársec (paralaje-segundo) Distancia media entre la Tierra y el Sol. No se utiliza fuera del Sistema Solar. Distancia que recorre la luz en un año. Si una estrella está a 10 años luz, la vemos tal como era hace 10 años. Es la más práctica. Distancia de un cuerpo que tiene una paralaje de 2 segmentos de arco. La más "científica" km 9.46 billones de km ,3 ua 30,86 billones de km 3,26 años luz ua 2.4 Las estrellas del Universo Después de millones de años se formaron las primeras estrellas (fig. 2.6 y 2.7), astros con luz propia, que al agruparse dieron origen a las galaxias. La Vía Láctea es nuestra galaxia, en ella se localiza el Sistema Solar. A causa de la atracción gravitatoria, la materia de las estrellas tiende a concentrarse en su centro. Pero eso hace que aumente su temperatura y presión. A partir de ciertos límites, este aumento provoca reacciones nucleares que liberan energía y equilibran la fuerza de la gravedad, con lo que el tamaño de la estrella se mantiene más o menos estable durante un tiempo, emitiendo al espacio grandes cantidades de radiación, entre ellas, por supuesto, la luminosa. Sin embargo, dependiendo de la cantidad de materia reunida en un astro y del momento del ciclo en el que se encuentra, se pueden dar fenómenos y comportamientos muy diversos. Enanas, gigantes, dobles, variables, cuásares, púlsares, agujeros negros... 2 Fuentes:

6 Las estrellas son masas de gases, principalmente hidrógeno y helio, que emiten luz. Se encuentran a temperaturas muy elevadas. En su interior hay reacciones nucleares. El Sol es una estrella. Vemos las estrellas, excepto el Sol, como puntos luminosos muy pequeños y sólo de noche porque están a enormes distancias de nosotros. Parecen estar fijas manteniendo la misma posición relativa en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios de posición se perciben sólo a través de los siglos. El número de estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha calculado en unas 8.000, la mitad en cada hemisferio. Durante la noche no se pueden ver más de al mismo tiempo, el resto quedan ocultas por la neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte y la pálida luz del cielo. Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea, la galaxia a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones. Como nuestro Sol, una estrella típica tiene una superficie visible llamada fotosfera, una atmósfera llena de gases calientes y, por encima de ellas, una corona más difusa y una corriente de partículas denominada viento estelar. Las áreas más frías de la fotosfera, que en el Sol se llaman manchas solares, probablemente se encuentren en otras estrellas comunes. Esto se ha podido comprobar en algunas grandes estrellas próximas mediante interferometría. La estructura interna de las estrellas no se puede observar de forma directa, pero hay estudios que indican corrientes de convección y una densidad y una temperatura que aumentan hasta alcanzar el núcleo, donde tienen lugar reacciones termonucleares. Las estrellas se componen sobre todo de hidrógeno y helio, con cantidad variable de elementos más pesados. La estrella más cercana al Sistema Solar es Alfa Centauro Las estrellas individuales visibles en el cielo son las que están más cerca del Sistema Solar en la Vía Láctea. La más cercana es Proxima Centauri, uno de los componentes de la estrella triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones de kilómetros de la Tierra (fig. 2.8). Se trata de un sistema de tres estrellas situado a 4,3 años luz de La Tierra, que sólo es visible desde el hemisferio sur. La más cercana (Alpha Centauro A) tiene un brillo real igual al de nuestro Sol. Alpha Centauri, también llamada Rigil Kentaurus, está en la constelación de Centauro. A simple vista, Alpha Centauri aparece como una única estrella con una magnitud aparente de -0,3, que la convierte en la tercera estrella más brillante del cielo sur. Cuando se observa a través de un telescopio se advierte que las dos estrellas más brillantes, Alpha Centauri A y B, tienen magnitudes aparentes de -0,01 y 80 -

7 1,33 y giran una alrededor de la otra en un periodo de 80 años. La estrella más débil, Alpha Centauri C, tiene una magnitud aparente de 11,05 y gira alrededor de sus compañeras durante un periodo aproximado de un millón de años. Alpha Centauri C también recibe el nombre de Proxima Centauri, ya que es la estrella más cercana al Sistema Solar. Evolución de las estrellas Las estrellas evolucionan durante millones de años. Nacen cuando se acumula una gran cantidad de materia en un lugar del espacio (fig. 2.9). Se comprime y eleva su temperatura hasta dar lugar a una reacción termonuclear. La materia original sufre transformaciones y en el proceso se libera energía. La velocidad de esta fusión es directamente proporcional a la cantidad de masa de la estrella. Cuanto más masiva es la estrella, más rápidamente consuma la fusión (aporte de J. Álvarez García). Las teorías sobre la evolución de las estrellas se basan en pruebas obtenidas de estudios de los espectros relacionados con la luminosidad. Las observaciones demuestran que muchas estrellas se pueden clasificar en una secuencia regular en la que las más brillantes son las más calientes y las más pequeñas, las más frías. Esta serie de estrellas forma una banda conocida como la secuencia principal en el diagrama temperatura-luminosidad conocido como diagrama Hertzsprung- Russell. Otros grupos de estrellas que aparecen en el diagrama incluyen a las estrellas gigantes y enanas antes mencionadas. La vida de una estrella 3 a) Nube de gas Para que exista una estrella debe haber, previamente, una nube de gas esparcido por el espacio (fig. 2.10). En los tiempos juveniles del universo, esas nubes estaban formadas, casi exclusivamente, por Hidrógeno con vestigios de Helio. Las primeras estrellas se originaron al ir actuando la gravedad sobre enormes extensiones de gas frío y de escasa densidad. A través de millones de años, los átomos de hidrógeno (H) y sus moléculas (H 2 ) fueron agrupándose y formando una nube giratoria de menor extensión y en consecuencia mayor densidad que la original. Por la acción gravitatoria, en el centro de la nube la densidad del gas creció más rápidamente que en la periferia. La consecuencia fue un incremento de la presión y la temperatura. Toda esa enorme cantidad de materia se encontraba, como se ha dicho, en estado gaseoso, que con el líquido y el sólido son los tres estados físicos que a todos nos resultan familiares. 3 Se agradece la contribución de J. Álvarez García en este ítem y en la lectura general del presente capítulo. 81 -

8 Ese gas resulta bastante transparente para la radiación, de modo que la energía térmica generada por la presión se disipaba en el espacio en su mayor parte. No obstante, la gravedad seguía actuando e incrementando la presión y la temperatura del núcleo de la nube. Al alcanzar unos 2000 o Kelvin, las moléculas comenzaron a romperse y el gas quedaba formado por átomos libres. Luego de unos pocos cientos de miles de años, la temperatura del núcleo llegaba a unos 6000 o K y los electrones de los átomos de H alcanzaban un nivel energético que hacía que escapasen de sus órbitas en torno a los núcleos. Los átomos se transformaron así en iones, esto es, en este caso: núcleos atómicos desprovistos de electrones, ya que éstos quedaron libres. La materia del núcleo había dejado de ser un gas para estar en un nuevo estado físico: el plasma. Y la nube total había dejado de ser tal para transformarse en una protoestrella. Un cuerpo giratorio más o menos esférico (según su velocidad de giro), que comenzaba a brillar con una débil luz rojiza. En ese momento una estrella similar a nuestro sol, tendría un diámetro exterior aproximadamente igual al de nuestro sistema solar completo. b) Protoestrella Este es en realidad el comienzo de la historia de una estrella. Se puede decir que esa historia se reduce a una lucha a muerte contra la gravedad que le ha dado vida pero que trata de aplastarla y que, irremediablemente, la llevará a un final por agotamiento, como una esfera inerte y oscura o, si su masa es poco más del doble de la del Sol, a un espectacular colapso. El plasma que forma el núcleo de la protoestrella es mucho menos transparente a la radiación que el gas, de modo que los fotones producidos por la presión que va elevando la temperatura tienen cierta dificultad para alcanzar el exterior. Eso produce un incremento en la velocidad con que aumentan la temperatura y la presión, con lo que el núcleo tiende a expandirse. Pero, algo se lo impide. Es la nube gaseosa que lo rodea. Bajo la acción gravitatoria, el gas continúa comprimiéndose y aplastando el núcleo cada vez con más fuerza. La única defensa del núcleo para evitar el colapso consiste en seguir incrementando su presión y temperatura. Al llegar la temperatura a unos o K, comienza una reacción termonuclear, mediante la cual los protones (núcleos de H) comienzan a fusionarse entre sí para formar núcleos de Helio. El proceso produce una gran cantidad de energía y la protoestrella ha dejado de serlo para convertirse en estrella, brillando con toda su intensidad. c) Estrella El núcleo de la joven estrella se expande con nuevos bríos, pero la gravedad sigue su tarea y se llega a un equilibrio que es momentáneo, porque la lucha sigue. A medida que la estrella va produciendo Helio éste se va acumulando, 82 -

9 formando una esfera cada vez más grande en el centro del núcleo, rodeada por el Hidrógeno que se fusiona. La duración de este equilibrio depende de la masa que forme la estrella. Si es del tipo del Sol, puede alcanzar miles de millones de años en ese estado. Si es más masiva, el tiempo se acorta. Llega un momento en que la cantidad de Hidrógeno a fusionar escasea para contrarrestar a la gravedad. La estrella comienza una etapa de complejos procesos que la llevan a incrementar su diámetro exterior y a disminuir la intensidad de su brillo. Se transforma en una gigante roja. El Sol deberá pasar por esa etapa. En ese momento, su diámetro exterior habrá crecido hasta alcanzar la órbita de la Tierra que, naturalmente, ya se habrá vaporizado largo tiempo atrás. El proceso sigue hasta que la temperatura del centro del núcleo alcanza el nivel suficiente como para fusionar el Helio en elementos más pesados, como el Oxígeno y el Carbono, por ejemplo. Lo que sigue depende de la masividad de la estrella. Puede quedarse en este nivel y transformarse en una enana blanca que, lentamente, irá agotando su combustible y se apagará y se convertirá en una oscura esfera de carbón. Ese parece ser el destino de nuestro sol. Si, por el contrario, su masa es mayor y le permite continuar con vida, la lucha contra la gravedad será cada vez más dramática, porque cada paso para ir fusionando elementos cada vez más pesados le exigirá temperaturas y presiones progresivamente más altas. Por fin, llegado el turno del Hierro, se produce la catástrofe. La exigencia energética para tal fusión es superior a la obtenida en el proceso. El fin es inevitable. El núcleo colapsa irremediablemente y la onda de choque producida en el descomunal cataclismo expulsa al espacio las capas exteriores de la estrella. El suceso puede ser una nova o una supernova. En este último caso, la energía que genera el colapso es de tal magnitud que la supernova brilla más que toda una galaxia completa y en ese paroxismo energético se sintetizan todos los elementos más pesados que el hierro. El destino del núcleo colapsado es incierto. Puede ser una estrella de materia neutrónica o degenerada (un nuevo estado físico) y hasta un agujero negro, como se verá más adelante. Del cataclismo quedará como resultado una cantidad de elementos que, no habiéndose originado en el Big Bang, fueron sintetizados en el vientre de las estrellas y al ser despedidos al espacio en forma de polvo y gas, permitirán la formación de otras estrellas y cuerpos tales como planetas, asteroides, etc. Y, en última instancia: darán lugar al surgimiento de la vida. De Estrella a Agujero Negro Existe un límite para el tamaño de las estrellas de neutrones, más allá del cual estos cuerpos se ven obligados a contraerse hasta que se convierten en un 83 -

10 agujero negro, del que no puede escapar ninguna radiación (fig. 2.11). Agujeros negros 4, fascinantes habitantes del cosmos. Idea originalmente planteada en 1783 por el inglés John Mitchell, el concepto fue retomado por Laplace en 1796, y sus cálculos fueron más tarde rehechos en 1916 usando la nueva teoría de la relatividad de Einstein por Karl Schwarzschild y precisados posteriormente por Roy Kerr. El nombre de agujero negro fue acuñado a finales de la década de los sesenta por John A. Wheeler, de la Universidad de Princenton. Extraños objetos, al igual que el universo primitivo, los agujeros negros presentan condiciones físicas extremas que no podemos reproducir en la Tierra. Un agujero negro es una región del espacio ocupada por una muy densa masa en que la atracción de la gravedad es tan fuerte que nada puede escapar, salvo algunas radiaciones que emanan de su endógena mecánica. Es un «agujero» en el sentido de que los objetos pueden caer en su interior, pero no salir de él. Es «negro» en el sentido de que la luz no puede escapar de sus «fauces». En otras palabras, un agujero negro puede ser descrito como un objeto en el que la velocidad de escape (la velocidad requerida para desligarse de él) es mayor que la velocidad de la luz -el límite máximo de velocidad teóricamente aceptado para los desplazamientos en el universo-. Pueden existir al menos tres clases de agujeros negros (por origen). Una clase es la de los agujeros negros primordiales, creados temprano en la historia del universo. Sus masas pueden ser variadas, y ninguno ha sido observado. También existen agujeros negros supermasivos, con masas de varios millones de masas solares. Estos se forman en el mismo proceso que da origen a las componentes esféricas de las galaxias. Finalmente, otra clase es de agujeros negro de masa solar. Uno de estos se forma cuando una estrella de masa 2.5 mayor que la del sol se convierte en supernova y explota. Su núcleo se concentra en un volumen muy pequeño que cada vez se va reduciendo más. La ergosfera es la parte exterior al horizonte de eventos, de la que, en teoría, aún se puede escapar. El horizonte de eventos es la superficie que marca el límite desde el que ya no se puede escapar. La singularidad es un punto infinitamente pequeño de densidad y gravedad infinitas que se alcanza con un volumen nulo y un radio cero. Estos infinitos y ceros lo que realmente dicen es que relatividad general no es adecuada para describirlo, y probablemente se necesita una teoría cuántica de la gravedad. Se cree que en el centro de la mayoría de las galaxias (entre ellas la Vía Láctea) hay agujeros negros súper masivos, aunque muchos de ellos están actualmente inactivos. Según Stephen Hawking, a pesar de la imposibilidad física de escape

11 de un agujero negro, éstos terminarán evaporándose por la llamada Radiación de Hawking. Novas y supernovas Son estrellas (fig. 2.12) que explotan liberando en el espacio parte de su material. Durante un tiempo variable, su brillo aumenta de forma espectacular. Parece que ha nacido una estrella nueva. Una nova es una estrella que aumenta enormemente su brillo de forma súbita y después palidece lentamente, pero puede continuar existiendo durante cierto tiempo. Una supernova también, pero la explosión destruye o altera a la estrella. Las supernovas son mucho más raras que las novas, que se observan con bastante frecuencia en las fotos. Las novas y las supernovas aportan materiales al Universo que servirán para formar nuevas estrellas. La explosión de una supernova (fig. 2.13) es más destructiva y espectacular que la de una nova, y mucho más rara. Esto es poco frecuente en nuestra galaxia, y a pesar de su increíble aumento de brillo, pocas se pueden observar a simple vista. Hasta 1987 sólo se habían identificado tres a lo largo de la historia. La más conocida es la que surgió en 1054 y cuyos restos se conocen como la nebulosa del Cangrejo. Las supernovas (fig. 2.14), al igual que las novas, se ven con más frecuencia en otras galaxias. Así pues, la supernova más reciente, que apareció en el hemisferio sur el 24 de febrero de 1987, surgió en una galaxia satélite, la Gran Nube de Magallanes. Esta supernova, que tiene rasgos insólitos, es objeto de un intenso estudio astronómico. Las estrellas muy grandes explotan en las últimas etapas de su rápida evolución, como resultado de un colapso gravitacional. Cuando la presión creada por los procesos nucleares, ya no puede soportar el peso de las capas exteriores y la estrella explota. Se le denomina supernova de Tipo II (fig. 2.15). Una supernova de Tipo I se origina de modo similar a una nova. Es un miembro de un sistema binario que recibe el flujo de combustible al capturar material de su compañero. De la explosión de una supernova quedan pocos restos, salvo la capa de gases que se expande. Un ejemplo famoso es la nebulosa del Cangrejo; en su centro hay un púlsar, o estrella de neutrones que gira a gran velocidad. Cuásares Los Cuásares (fig a 2.19) son objetos lejanos que emiten grandes cantidades de energía, con radiaciones similares a las de las estrellas. Los cuásares son centenares de miles de millones de veces más brillantes que las estrellas. Posiblemente, son agujeros negros que emiten intensa radiación cuando capturan estrellas o gas interestelar. La luz que percibimos ocupa un rango muy estrecho en el espectro electromagnético y no todos los cuerpos cósmicos emiten la mayor parte de su 85 -

12 radiación en forma de luz visible. Con el estudio de las ondas de radio, los radioastrónomos empezaron a localizar fuentes muy potentes de radio que no siempre correspondían a objeto visibles. La palabra Cuásar es un acrónimo de quasi stellar radio source (fuentes de radio casi estelares). Se identificaron en la década de Más tarde se vio que mostraban un desplazamiento al rojo más grande que cualquier otro objeto conocido. La causa era el efecto Dopler, que mueve el espectro hacia el rojo cuando los objetos se alejan. Púlsares La palabra Púlsar es un acrónimo de "pulsating radio source", fuente de radio pulsante. Se requieren relojes de extraordinaria precisión para detectar cambios de ritmo, y sólo en algunos casos. Los Púlsares son fuentes de ondas de radio que vibran con periodos regulares (fig a 2.22). Se detectan mediante radiotelescopios. Los estudios indican que un púlsar es una estrella de neutrones pequeña que gira a gran velocidad. El más conocido está en la nebulosa de Cangrejo. Su densidad es tan grande que, en ellos, la materia de la medida de una bola de bolígrafo tiene una masa de cerca de toneladas. Emiten una gran cantidad de energía. El campo magnético, muy intenso, se concentra en un espacio reducido. Esto lo acelera y lo hace emitir un haz de radiaciones que aquí recibimos como ondas de radio. Agujeros negros Son cuerpos (fig y 2.24) con un campo gravitatorio extraordinariamente grande. No puede escapar ninguna radiación electromagnética ni luminosa, por eso son negros. Están rodeados de una "frontera" esférica que permite que la luz entre pero no salga. Hay dos tipos de agujeros negros: cuerpos de alta densidad y poca masa concentrada en un espacio muy pequeño y cuerpos de densidad baja pero masa muy grande, como pasa en los centros de las galaxias. Si la masa de una estrella es más de dos veces la del Sol, llega un momento en su ciclo en que ni tan solo los neutrones pueden soportar la gravedad. La estrella se colapsa y se convierte en agujero negro. Se incorporan las figuras 2.25 y 2.26 que pertenecen a conos luminosos. ж 86 -

13 Figuras 2.6 y 2.7. Las Estrellas del Universo son masas de gases, principalmente hidrógeno y helio, que emiten luz. Se encuentran a temperaturas muy elevadas Figura Alpha Centauro A Figura Evolución de las estrellas Figura La vida de una estrella. Figura Agujero Negro. 87 -

14 Estrellas variables* Estrellas dobles* Figura Novas. Fig Novas, estrellas nuevas? Fig Supernovas Fig Clasificación de estrellas Fuentes: * No referenciadas en texto pero se incluye a fin de generar inquietud y búsqueda de información. 88 -

15 Figuras 2.16, 2.17 y Cuásares Figura Identificación de Cuásares Figuras 2.20, 2.21 y Púlsares Figura Agujero negro. 89 -

16 Figura Agujero negro. Figuras 2.25 y Conos luminosos. Conos luminosos Hawking explica cómo, en una estrella que se está colapsando, los conos luminosos que emite empiezan a curvarse en la superficie de la estrella. Al hacerse pequeña, el campo gravitatorio crece y los conos de luz se inclinan cada vez más, hasta que ya no pueden escapar. La luz se apaga y se vuelve negro. Si un componente de una estrella binaria se convierte en agujero negro, toma material de su compañera. Cuando el remolino se acerca al agujero, se mueve tan deprisa que emite rayos X. Así, aunque no se puede ver, se puede detectar por sus efectos sobre la materia cercana. Fuentes:

17 2.5 Las Galaxias Durante la mayor parte de nuestra historia, los seres humanos sólo pudimos observar las galaxias como manchas difusas en el cielo nocturno. Sin embargo, hoy sabemos que son enormes agrupaciones de estrellas y otros materiales. De hecho, nuestro Sistema Solar forma parte de una galaxia, la única que hemos visto desde dentro: La Vía Láctea. Desde siempre hemos conocido su existencia aunque, naturalmente, en la antigüedad nadie sabía de qué se trataba. Aparece como una franja blanquecina que cruza el cielo y, de ahí, toma su nombre: camino de leche. Dentro de la Vía Láctea podemos encontrar diversas formaciones de estrellas y polvo interestelar. Las más destacables son las nebulosas y los cúmulos estelares. Es de suponer que también existen en otras galaxias. Las Galaxias del Universo Las galaxias son acumulaciones enormes de estrellas, gases y polvo (fig y 2.28). En el Universo hay centenares de miles de millones. Cada galaxia puede estar formada por centenares de miles de millones de estrellas y otros astros. En el centro de las galaxias es donde se concentran más estrellas. Cada cuerpo de una galaxia se mueve a causa de la atracción de los otros. En general hay, además, un movimiento más amplio que hace que todo junto gire alrededor del centro. Tamaños y formas de las galaxias Hay galaxias enormes como Andrómeda, o pequeñas como su vecina M32. Las hay en forma de globo, de lente, plana, elíptica, espiral (como la nuestra) o formas irregulares. Las galaxias se agrupan formando "cúmulos de galaxias". La galaxia grande más cercana es Andrómeda. Se puede observar a simple vista y parece una mancha luminosa de aspecto brumoso. Los astrónomos árabes ya la habían observado. Actualmente se la conoce con la denominación M31. Está a unos años luz de nosotros. Es el doble de grande que la Vía Láctea (fig. 2.35). Las galaxias tienen un origen y una evolución. Las primeras galaxias se empezaron a formar millones de años después del Big-Bang. Las estrellas que las forman tienen un nacimiento, una vida y una muerte. El Sol, por ejemplo, es una estrella formada por elementos de estrellas anteriores muertas. Muchos núcleos de galaxias emiten una fuerte radiación, cosa que indica la probable presencia de un agujero negro. Los movimientos de las galaxias provocan, a veces, choques violentos. Pero, en general, las galaxias se alejan las unas de las otras, como puntos dibujados sobre la superficie de un globo que se infla. Clases de Galaxias Cuando se utilizan telescopios potentes, en la mayor parte de las galaxias sólo se detecta la luz mezclada de todas las estrellas; sin embargo, las más cercanas muestran estrellas individuales. Las galaxias presentan una gran variedad de formas. En 1930 Hubble clasificó las galaxias en elípticas, espirales e 91 -

18 irregulares, siendo las dos primeras las más frecuentes. Galaxias elípticas: Algunas galaxias tienen un perfil globular completo con un núcleo brillante. Estas galaxias, llamadas elípticas, contienen una gran población de estrellas viejas, normalmente poco gas y polvo, y algunas estrellas de nueva formación. Las galaxias elípticas tienen gran variedad de tamaños, desde gigantes a enanas. Hubble simbolizó las galaxias elípticas con la letra E y las subdividió en ocho clases, desde la E0, prácticamente esféricas, hasta la E7, fusiformes. En las galaxias elípticas la concentración de estrellas va disminuyendo desde el núcleo, que es pequeño y muy brillante, hacia sus bordes. Galaxias espirales: Las galaxias espirales (fig. 2.36) son discos achatados que contienen no sólo algunas estrellas viejas sino también una gran población de estrellas jóvenes, bastante gas y polvo, y nubes moleculares que son el lugar de nacimiento de las estrellas. Generalmente, un halo de débiles estrellas viejas rodea el disco, y suele existir una protuberancia nuclear más pequeña que emite dos chorros de materia energética en direcciones opuestas. Las galaxias espirales se designan con la letra S. Dependiendo del menor o mayor desarrollo que posea cada brazo, se le asigna una letra a, b ó c (Sa, Sb, Sc, SBa, SBb, SBc). Existen otras galaxias intermedias entre elípticas y espirales, llamadas lenticulares o lenticulares normales, identificadas como SO y clasificadas en los grupos SO1, SO2 y SO3. A su vez, se distinguen las lenticulares barradas (SBO) que se clasifican en tres grupos, según presenten la barra más o menos definida y brillante. Galaxias irregulares: Las galaxias irregulares se simbolizan con la letra I ó IR, aunque suelen ser enanas o poco comunes. Se engloban en este grupo aquellas galaxias que no tienen estructura y simetría bien definidas. Se clasifican en irregulares de tipo 1 o magallánico, que contienen gran cantidad de estrellas jóvenes y materia interestelar, y galaxias irregulares de tipo 2, menos frecuentes y cuyo contenido es difícil de identificar. Las galaxias irregulares se sitúan generalmente próximas a galaxias más grandes, y suelen contener grandes cantidades de estrellas jóvenes, gas y polvo cósmico. La Vía Láctea Un camino en el cielo En noches serenas podemos ver una franja blanca que atraviesa el cielo de lado a lado, con muchas estrellas. Son sólo una pequeña parte de nuestros vecinos. Entre todos formamos la Vía Láctea. Los romanos la llamaron "Camino de Leche", que es lo que significa vía láctea en latín (fig. 2.37). La Vía Láctea es nuestra galaxia El Sistema Solar está en uno de los brazos de la espiral, a unos años luz del centro y unos del extremo. La Vía Láctea es una galaxia grande, 92 -

19 espiral y puede tener unos millones de estrellas, entre ellas, el Sol (fig y 2.39). En total mide unos años luz de diámetro y tiene una masa de más de dos billones de veces la del Sol. Cada 225 millones de años el Sistema Solar completa un giro alrededor del centro de la galaxia. Se mueve a unos 270 km/s. No podemos ver el brillante centro porque se interponen materiales opacos, polvo cósmico y gases fríos, que no dejan pasar la luz. Se cree que contiene un poderoso agujero negro. La Vía Láctea tiene forma de lente convexa. El núcleo tiene una zona central de forma elíptica y unos años luz de diámetro. Las estrellas del núcleo están más agrupadas que las de los brazos. A su alrededor hay una nube de hidrógeno, algunas estrellas y cúmulos estelares. La Vía Láctea forma parte del Grupo Local Junto con las galaxias de Andrómeda (M31) (fig. 2.40) y del Triángulo (M33), las Nubes de Magallanes (satélites de la Vía Láctea), las galaxias M32 y M110 (satélites de Andrómeda), galaxias y nebulosas más pequeñas y otros sistemas menores, forman un grupo vinculado por la gravedad. En total hay unas 30 galaxias que ocupan un área de unos 4 millones de años luz de diámetro. Todo el grupo orbita alrededor del gran cúmulo de galaxias de Virgo, a unos 50 millones de años luz. Cúmulos de estrellas Las estrellas no aparecen de forma aislada, sino formando grupos que llamamos "cúmulos" (fig. 2.41). Un cúmulo de estrellas, es un grupo de estrellas relacionadas que se mantienen juntas por efecto de la gravitación. Los cúmulos de estrellas se clasifican en dos grupos: cúmulos abiertos, que no poseen forma definida, y cúmulos globulares, que son esféricos o casi esféricos. Los abiertos están formados por unas cientos estrellas jóvenes, mientras que los cúmulos globulares contienen más de mil veces esa cantidad, y generalmente son estrellas muy viejas. Los cúmulos globulares forman un halo alrededor de nuestra galaxia, la Vía Láctea, mientras que los abiertos se sitúan en los brazos de la espiral. Los cúmulos abiertos son mucho más numerosos que los globulares: se conocen unos en nuestra galaxia mientras que sólo hay 140 globulares. Cúmulos abiertos Los dos cúmulos abiertos (fig. 2.42) más conocidos son las Pléyades y las Hiadas, ambos observables a simple vista, en la constelación Tauro. El cúmulo de las Hiadas se encuentra a unos 150 años luz de la Tierra y posee un diámetro 93 -

20 de unos 15 años luz. El cúmulo de las Pléyades tiene un diámetro similar, pero está a unos 400 años luz, por lo que se ve más pequeño. Los cúmulos abiertos se forman a partir de nubes de gas y polvo en los brazos de una galaxia espiral. Las regiones más densas se contraen bajo su propia gravedad, dando lugar a estrellas individuales. La nebulosa de Orión es un ejemplo de una región en la que todavía se están formando estrellas. En el centro de la nebulosa se encuentra un grupo de estrellas viejas, el "Trapecio de Orión". La nebulosa contiene suficiente gas como para formar otros cientos de estrellas del mismo tipo. Se conoce como "asociación estelar" a una agrupación de estrellas parecida a un cúmulo, pero distribuidas sobre un área mayor. A menudo se encuentran cúmulos abiertos en el interior de una asociación, en zonas donde la densidad del gas a partir del cual se formó la asociación es mayor. Los miembros de un cúmulo nacen juntos y continúan moviéndose juntos por el espacio. Esto sirve para hallar sus distancias. Midiendo el movimiento de las estrellas a lo largo de la línea de visión y a través de la línea de visión, se pueden calcular las distancias que las separan del Sistema Solar. Esta técnica se conoce como el método del cúmulo móvil. Las nebulosas Son estructuras de gas y polvo interestelar (fig. 2.43). Según sean más o menos densas, son visibles, o no, desde la Tierra. Se pueden encontrar en cualquier lugar del espacio interestelar. Antes de la invención del telescopio, el término nebulosa se aplicaba a todos los objetos celestes de apariencia difusa. Como consecuencia de esto, a muchos objetos que ahora sabemos que son cúmulos de estrellas o galaxias se les llamaba nebulosas. Se han detectado nebulosas en casi todas las galaxias, incluida la nuestra, la Vía Láctea. Dependiendo de la edad de las estrellas asociadas, se pueden clasificar en dos grandes grupos: - Asociadas a estrellas evolucionadas, como las nebulosas planetarias y los remanentes de supernovas. - Asociadas a estrellas muy jóvenes, algunas incluso todavía en proceso de formación, como los objetos Herbig-Haro y las nubes moleculares. 94 -

21 Figuras 2.27 y Galaxias del Universo. Figura Figura Galaxia espiral. Galaxias vecinas Distancia (Años luz) Nubes de Magallanes El Dragón Osa Menor El Escultor El Fogón Leo NGC NGC 221 (M32) Andrómeda (M31) El Triángulo (M33) Figura Vía láctea. 95 -

22 Figuras 2.32 y Vía láctea y Sistema Solar. Figura Andrómeda. Fig Cúmulos de estrellas Fig Cúmulos abiertos Fig Nebulosa Fuentes:

23 Lectura complementaria BANG! La catastrófica muerte de las estrellas Ron Cowen National Geographic. Edición España Volumen 20, nº 003, marzo 2007, páginas Stan Woosley, astrónomo en la Universidad de California en Santa Cruz, se ocupa de las explosiones más potentes desde el nacimiento del universo. Son las supernovas, la muerte violenta de las estrellas. El universo centellea con estos cataclismos. Suceden casi cada segundo, por lo general en alguna galaxia muy remota, y se encienden con el brillo de cientos de miles de millones de estrellas formando un enorme bola de fuego que se expande y se enfría durante meses. Por fortuna, casi nunca estallan cerca de nosotros. La última supernova de nuestra galaxia hizo explosión en Su brillo en el cielo nocturno llegó a rivalizar con el de Júpiter e impresionó profundamente a Johannes Kepler, el gran Supernova en el momento de explotar. astrónomo. Una supernova cercana (situada a pocos años luz) envolvería la Tierra en una ola de radiaciones mortíferas. De todos modos, el legado de las supernovas está tan cerca de nosotros como nuestro propio cuerpo. El carbono de nuestras células, el oxígeno del aire, el silicio de las rocas y de los chips del ordenador, el hierro de nuestra sangre y de las máquinas, y prácticamente todos los átomos más pesados que el hidrógeno y el helio fueron forjados en el interior de antiguas estrellas y dispersados por el universo cuando estas estallaron hace miles de millones de años. Deseosos de entender nuestro origen, los astrónomos tratan de comprender por qué estrellas que brillan apaciblemente millones de años de repente estallan. Recientemente han hecho dos grandes avances. El primero es una observación de rayos gamma procedentes de puntos distantes del cielo [...]. Muchos estallidos de rayos gamma son el primer aviso de una supernova, emitidos minutos antes de la explosión. [...] A primera hora del 18/2/2006, el satélite Swift registró un torrente de rayos gamma procedente de algún punto de la constelación de Aries. En tres minutos, el satélite había determinado la posición del estallido. [...] Tras un torrente inusualmente prolongado de rayos gamma y rayos X de más de media hora de duración [...] el estallido dio paso a emisiones de luz visible e infrarroja. Al cabo de tres días, este último resplandor se estaba apagando, y entonces entró en escena la supernova. Enana blanca La estrella había hecho explosión uno o dos minutos después del fogonazo de rayos gamma pero la mayor parte de su energía se manifestaba en forma de rayos ultravioletas y rayos X, ambos invisibles. La intensificación de la luz visible había sido más lenta y sólo en ese momento empezó a brillar con más fuerza que el resplandor. Por primera vez, los astrónomos habían visto desde el principio toda la evolución del proceso, desde el fogonazo de rayos gamma hasta la supernova. 97 -

24 La estrella había iniciado su carrera hacia la destrucción [...] cuando empezó a perder la lucha contra la gravedad. La gravedad es la fuerza que enciende a las nuevas estrellas, porque comprime hasta tal punto los átomos de hidrógeno en el corazón del astro que acaban fusionándose y produciendo helio. La fusión genera luz y calor [...]. Pero cuando el núcleo consume todo su hidrógeno, la gravedad lo comprime. Al encogerse, alcanza cientos de millones de grados de temperatura, que hace que los átomos de helio se fusionen y formen carbono. [...] Para una estrella solitaria no más pesada que el Sol, poco más hay que contar. La estrella quema todo su helio y se encoge hasta convertirse en una enana blanca más o menos del tamaño de nuestra Tierra, que envejece y se enfría indefinidamente, a menos que pueda sustraer las capas externas de hidrógeno de otra estrella cercana. Si [...] la enana blanca atrae suficiente material, el combustible absorbido desencadenará una explosión termonuclear. [...] Una gigantesca bomba nuclear. La supernova anterior no era una explosión termonuclear, sino el colapso catastrófico de una estrella. Es el único tipo de supernova que puede producir un estallido de rayos gamma, el fin inevitable de toda estrella con una masa ocho veces superior a la del Sol. Agujero negro Esos pesos pesados siempre pierden la batalla contra la gravedad. Con el peso de las capas exteriores presionando el núcleo, las reacciones de fusión no se detienen en el carbono. La estrella sigue fusionando los núcleos atómicos más ligeros en elementos cada vez más pesados [...]. Generalmente es resultado una estrella de neutrones, un residuo estelar tan denso que una cucharilla de su materia pesaría más de mil millones de toneladas. En las estrellas más masivas, el colapso sólo deja tras de sí un pozo voraz llamado agujero negro. Woosley y sus colaboradores [...] simulan las explosiones por ordenador. Empiezan con una estrella enorme, casi 40 veces más masiva que el Sol, que gira tan deprisa que casi está a punto de Nebulosa originada después de la explosión de una supernova. Alrededor de los agujeros negros giran a gran velocidad anillos de materia expulsada del mismo agujero. desintegrarse. Hacia al final de su vida, incapaz de resistir el empuje de su propia gravedad, el núcleo se colapsa y forma un agujero negro. Pero como la estrella tiene una enorme fuerza de rotación, parte del material entrante se resiste al tirón del agujero negro recién nacido. Entonces se forma un disco de materia en rotación en torno al agujero, un gigantesco torbellino de la estrella condenada.[...] El disco gira miles de veces por segundo alrededor del agujero negro, y la fricción lo calienta hasta millones de grados, mientras sigue entrando nuevo material. Tras la formación del agujero negro, chorros de gas supe caliente salen despedidos hacia fuera. [...]. 5 ж 5 Este artículo fue enviado por la Dra. M. C. García, UN Mar del Plata, a quien se le agradece la colaboración. 98 -

25 2.6 Evolución del Universo Los astrónomos están convencidos en su gran mayoría de que el Universo surgió a partir de una gran explosión (Big Bang), entre y millones de años antes del momento actual. Los primeros indicios de este hecho fueron descubiertos por el astrónomo estadounidense Edwin Hubble, en la década de 1920, cuando expuso que el Universo se está expandiendo y los cúmulos de galaxias se alejan entre sí. La teoría de la relatividad general propuesta por Albert Einstein también predice esta expansión. Si hacemos una "foto del Universo" en un momento dado, no vemos su estado actual, sino su historia. La luz viaja a km/segundo. Incluso cuando miramos la Luna (el objeto celeste más cercano), la vemos como era hace algo más de un segundo. El comienzo? Edwin Hubble descubrió que el Universo se expande. La teoría de la relatividad general de Albert Einstein ya lo había previsto. Se ha comprobado que las galaxias se alejan, todavía hoy, las unas de las otras. Si pasamos la película al revés, dónde llegaremos? Los científicos intentan explicar el origen del Universo con diversas teorías. Las más aceptadas son la del Big Bang y la teoría Inflacionaria, que se complementan. Big Bang Momento Suceso Densidad infinita, volumen cero. 10 e-43 segundos Fuerzas no diferenciadas 10 e-34 segundos Sopa de partículas elementales 10 e-10 segundos Se forman protones y neutrones 1 segundo º. Universo tamaño Sol 3 minutos º. Núcleos de átomos 30 minutos º. Plasma años Átomos. Universo transparente años Gérmenes de galaxias 100 millones de años Primeras galaxias millones de años Estrellas. El resto, se enfría millones de años Formación de la Vía Láctea millones de años Sistema Solar y Tierra 99 -

26 Teoría del Big Bang La teoría del Big Bang 6 o gran explosión, supone que, hace entre y millones de años, toda la materia del Universo estaba concentrada en una zona extraordinariamente pequeña del espacio y explotó. La materia salió impulsada con gran energía en todas direcciones. Los choques y un cierto desorden hicieron que la materia se agrupara y se concentrase más en algunos lugares del espacio, y se formaron las primeras estrellas y las primeras galaxias. Desde entonces, el Universo continúa en constante movimiento y evolución. Esta teoría sobre el origen del Universo se basa en observaciones rigurosas y es matemáticamente correcta desde un instante después de la explosión, pero no tiene una explicación para el momento cero del origen del Universo, llamado "singularidad". El Big Bang, literalmente gran estallido, constituye el momento en que de la "nada" emerge toda la materia, es decir, el origen del Universo. La materia, hasta ese momento, es un punto de densidad infinita, que en un momento dado "explota" generando la expansión de la materia en todas las direcciones y creando lo que conocemos como nuestro Universo. Inmediatamente después del momento de la "explosión", cada partícula de materia comenzó a alejarse muy rápidamente una de otra, de la misma manera que al inflar un globo éste va ocupando más espacio expandiendo su superficie. Los físicos teóricos han logrado reconstruir esta cronología de los hechos a partir de un 1/100 de segundo después del Big Bang. La materia lanzada en todas las direcciones por la explosión primordial está constituida exclusivamente por partículas elementales: Electrones, Positrones, Mesones, Bariones, Neutrinos, Fotones y un largo etcétera hasta más de 89 partículas conocidas hoy en día. En 1948 el físico ruso nacionalizado estadounidense George Gamow modificó la teoría de Lemaître del núcleo primordial. Gamow planteó que el Universo se creó en una explosión gigantesca y que los diversos elementos que hoy se observan se produjeron durante los primeros minutos después de la Gran Explosión o Big Bang, cuando la temperatura extremadamente alta y la densidad del Universo fusionaron partículas subatómicas en los elementos químicos. Cálculos más recientes indican que el hidrógeno y el helio habrían sido los productos primarios del Big Bang, y los elementos más pesados se produjeron más tarde, dentro de las estrellas. Sin embargo, la teoría de Gamow proporciona una base para la comprensión de los primeros estadios del Universo y su posterior evolución. A causa de su elevadísima densidad, la materia existente en los primeros momentos del Universo se expandió con rapidez. Al expandirse, el helio y el hidrógeno se enfriaron y se condensaron en estrellas y en galaxias. Esto explica la expansión del Universo y la base física de la ley de Hubble. Según se expandía el Universo, la radiación residual del Big Bang continuó enfriándose, hasta llegar a una temperatura de unos 3 K (-270 C). Estos vestigios de radiación de fondo de microondas fueron detectados por los radioastrónomos en 1965, proporcionando así lo que la mayoría de los astrónomos consideran la confirmación de la teoría del Big Bang. Uno de los problemas sin resolver en el modelo del Universo en expansión es si el Universo es abierto o cerrado (esto es, si se expandirá indefinidamente o se volverá a contraer). Un intento de resolver este problema es determinar si la densidad media de la materia en el Universo es mayor que el valor crítico en el modelo de Friedmann. La masa de una galaxia se puede medir observando el movimiento de sus estrellas; multiplicando la masa de cada galaxia por el número de galaxias se ve que la densidad es sólo del 5 al 10% del valor crítico. La masa de un cúmulo de galaxias se puede determinar de forma análoga, midiendo el movimiento de las galaxias 6 Ver videos en

27 que contiene. Al multiplicar esta masa por el número de cúmulos de galaxias se obtiene una densidad mucho mayor, que se aproxima al límite crítico que indicaría que el Universo está cerrado. La diferencia entre estos dos métodos sugiere la presencia de materia invisible, la llamada materia oscura, dentro de cada cúmulo pero fuera de las galaxias visibles. Hasta que se comprenda el fenómeno de la masa oculta, este método de determinar el destino del Universo será poco convincente. Muchos de los trabajos habituales en cosmología teórica se centran en desarrollar una mejor comprensión de los procesos que deben haber dado lugar al Big Bang. La teoría inflacionaria, formulada en la década de 1980, resuelve dificultades importantes en el planteamiento original de Gamow al incorporar avances recientes en la física de las partículas elementales. Estas teorías también han conducido a especulaciones tan osadas como la posibilidad de una infinidad de universos producidos de acuerdo con el modelo inflacionario. Sin embargo, la mayoría de los cosmólogos se preocupa más de localizar el paradero de la materia oscura, mientras que una minoría, encabezada por el sueco Hannes Alfvén, premio Nobel de Física, mantienen la idea de que no sólo la gravedad sino también los fenómenos del plasma, tienen la clave para comprender la estructura y la evolución del Universo. Teoría Inflacionaria La teoría inflacionaria de Alan Guth intenta explicar el origen y los primeros instantes del Universo. Se basa en estudios sobre campos gravitatorios fortísimos, como los que hay cerca de un agujero negro. Supone que una fuerza única se dividió en las cuatro que ahora conocemos, produciendo el origen al Universo. El empuje inicial duró un tiempo prácticamente inapreciable, pero fue tan violenta que, a pesar de que la atracción de la gravedad frena las galaxias, el Universo todavía crece. No se puede imaginar el Big Bang cómo la explosión de un punto de materia en el vacío, porque en este punto se concentraban toda la materia, la energía, el espacio y el tiempo. No había ni "fuera" ni "antes". El espacio y el tiempo también se expanden con el Universo. Materiales y radiación En el Universo hay materiales dispersos, dentro y fuera de las galaxias. Hablamos de la materia interestelar, la luz, la radiación de fondo y la materia oscura. Materia interestelar Están formados los gases y partículas de polvo que hay entre las estrellas y las galaxias. La mayor parte no es visible, pero se puede detectar a través de sus efectos gravitatorios y de sus emisiones electromagnéticas. Está formada, sobre todo, por hidrógeno, pero también hay pequeñas cantidades de helio, nitrógeno, oxígeno, carbono y moléculas simples de agua, alcoholes y amoníaco. Astro-bio-química: Un átomo de hidrógeno y uno de oxígeno pueden combinarse para formar un grupo OH (hidroxílico), muy activo, capaz de unirse con casi cualquier material. Si se encuentra con un átomo de hidrógeno, forma una molécula de agua. A partir de la década de 1970 se han localizado moléculas 101 -

28 cada vez más complejas, formadas por decenas de átomos. Algunas podrían, en condiciones favorables, formar materia orgánica, que es la base de los organismos vivos. La luz, ondas o partículas? Las ondas de luz, como las de los rayos X, no se pueden emitir de una en una, sino sólo en paquetes llamados "cuantos". La ciencia que lo estudia es la mecánica cuántica. Estos tipos de radiación de alta frecuencia, según cómo se observan, se comportan como partículas y, al mismo tiempo, como ondas. Las partículas de la luz son los fotones. No tienen masa y viajan a cerca de km/s. La radiación cósmica de fondo En 1965 se encontró la prueba "tangible" del Big Bang. Comprobando un detector de microondas muy sensible, dos científicos descubrieron una radiación extraña que provenía por igual de todos los puntos del espacio. Otros teóricos ya habían predicho que se habría de observar, procediendo de todo el universo, un "resplandor" testimonio del Big Bang, y que esta luz, debido a la expansión del Universo, se presentaría en forma de microondas. Materia oscura Se cree que la materia oscura es un material que no emite ninguna radiación electromagnética. Su existencia se basa en consideraciones teóricas y es, por ahora, uno de los principales problemas que tiene planteados la astrofísica. Estudiando las fuerzas en el Universo, se calcula que la materia total es mucha más que la detectada por nuestros instrumentos. Como no sabemos nada de ella, la llamamos materia oscura. Fuerzas y movimientos La gravedad es la fuerza de atracción entre objetos. En el Universo toda la materia se mueve a causa de ésta y otras fuerzas. La gravedad depende de la masa de los objetos y de la distancia que los separa. Cuanta más masa tienen y más cerca están, mayor es la fuerza. Cuando se separan el doble, la fuerza se reduce a un cuarto. La gravedad actúa como si toda la masa de un cuerpo se concentrase en un único punto, el centro de gravedad. La zona esférica alrededor de un cuerpo donde actúa su gravedad es el campo gravitacional. La ley de la gravitación universal fue formulada por el físico británico Isaac Newton en el año Si dejáramos dos cuerpos con masa y en reposo, sin que actuase ninguna otra fuerza salvo su atracción, inevitablemente, chocarían. Pero en el Universo hay muchas "gravedades", actúan otras fuerzas y los cuerpos están en movimiento

29 Colapso Un colapso gravitacional es cuando un cuerpo se hace más pequeño como resultado de su propia gravedad, por ejemplo, una nube de gas para formar una estrella, o una estrella para formar un agujero negro. Se rompen los átomos y el edificio se desmorona. Los átomos son cajas vacías donde una fuerza mantiene la estructura. Pero, si la gravedad supera esta fuerza, la estructura central no aguanta y la materia inicia una reacción en cadena. La densidad aumenta (el cuerpo se hace pequeño sin perder masa), el campo gravitatorio se intensifica y se produce el colapso. Fuerzas fundamentales del Universo Hay cuatro fuerzas fundamentales, que determinan todas las formas de interacción de la materia: - interacciones nucleares fuertes, - interacciones nucleares débiles, - electromagnetismo y - gravitación. La gravedad es la más débil de las cuatro y la única que sólo actúa en un sentido. Los científicos especulan sobre si existe la complementaria. Movimientos Las estrellas, las galaxias y todo el Universo se mueven. Otra cosa es detectar el movimiento de algunos cuerpos, sobre todo, de los más lejanos. Se ha medido el movimiento de muchos objetos del Universo. Así sabemos que, para desplazarse una distancia aparente igual al diámetro de la luna, la estrella más cercana Alpha Centauro, necesita 506 años. Arturo necesita 815; Sirio, 1.410; Altair, 2.830; Capella, 4270 y Fomalhaut, más de Se llama órbita la trayectoria de un objeto que gira alrededor de otro. El periodo orbital es el tiempo que el objeto tarda en completar una órbita. Parece que todos los objetos, en el espacio, orbitan alrededor de otros con más masa. La expansión del Universo El descubrimiento de la expansión del Universo empieza en 1912, con los trabajos del astrónomo norteamericano Vesto M. Slipher. Mientras estudiaba los espectros de las galaxias observó que, excepto en las más próximas, las líneas del espectro se desplazan hacia el rojo. Esto significa que la mayoría de las galaxias se alejan de la Vía Láctea ya que, corrigiendo este efecto en los espectros de las galaxias, se demuestra que las 103 -

30 estrellas que las integran están compuestas de elementos químicos conocidos. Este desplazamiento al rojo se debe al efecto Doppler. Si medimos el corrimiento del espectro de una estrella, podemos saber si se acerca o se aleja de nosotros. En la mayoría este desplazamiento es hacia el rojo, lo que indica que el foco de la radiación se aleja. Esto es interpretado como una confirmación de la expansión del Universo. En principio parece que las galaxias se alejan de la Vía Láctea en todas direcciones, dando la sensación de que nuestra galaxia es el centro del Universo. Este efecto es consecuencia de la forma en que se expande el Universo. Es como si la Vía Láctea y el resto de galaxias fuesen puntos situados sobre la superficie de un globo. Al inflar el globo todos los puntos se alejan de nosotros. Si cambiásemos nuestra posición a cualquiera de los otros puntos y realizásemos la misma operación, observaríamos exactamente lo mismo. La Ley de Hubble El astrónomo estadounidense Edwin Powell Hubble relacionó, en 1929, el desplazamiento hacia el rojo observado en los espectros de las galaxias con la expansión del Universo. Sugirió que este desplazamiento hacia el rojo, llamado desplazamiento hacia el rojo cosmológico, es provocado por el efecto Doppler y, como consecuencia, indica la velocidad de retroceso de las galaxias. Hubble también observó que la velocidad de recesión de las galaxias era mayor cuanto más lejos se encontraban. Este descubrimiento le llevó a enunciar su ley de la velocidad de recesión de las galaxias, conocida como la "ley de Hubble", la cual establece que la velocidad de una galaxia es proporcional a su distancia. La constante de Hubble o de proporcionalidad es el cociente entre la distancia de una galaxia a la Tierra y la velocidad con que se aleja de ella. Se calcula que esa constante está entre los 50 y 100 km/s por megaparsec. Fuentes: A las ya citadas, se agregan ж 104 -

31 2.7 El Sistema Solar El Sistema Solar 7 (fig y 2.39) es el conjunto de planetas, satélites, asteroides y otros cuerpos celestes que giran alrededor del Sol, describiendo órbitas elípticas. Es difícil precisar el origen del Sistema Solar. Los científicos creen que puede situarse hace unos millones de años, cuando una inmensa nube de gas y polvo se contrajo a causa de la fuerza de la gravedad y comenzó a girar a gran velocidad, probablemente, debido a la explosión de una supernova cercana. La mayor parte de la materia se acumuló en el centro. La presión era tan elevada que los átomos comenzaron a fusionarse liberando energía y formando una estrella. Al mismo tiempo se iban definiendo algunos remolinos que, al crecer, aumentaban su gravedad y recogían más materiales en cada vuelta. También había muchas colisiones. Millones de objetos se acercaban y se unían o chocaban con violencia y se partían en trozos. Los encuentros constructivos predominaron y, en sólo 100 millones de años, adquirió un aspecto semejante al actual. Después cada cuerpo continuó su propia evolución. Los planetas 8 (fig y 2.39), son cuerpos opacos que no generan energía (luz y calor) sino que reflejan la energía liberada por el Sol (fig. 2.40). El Sol es la estrella más cercana a nosotros. Emite luz y energía en virtud de los procesos nucleares de su interior. El Sol ocupa una posición central en el Sistema Solar y contiene el 99, 9 por 100 de su masa. Con su potente gravedad, fuerza el movimiento de los ocho planetas y miles de otros cuerpos menores a su alrededor. El Sol es uno de los cientos de miles de millones de estrellas que forman la Vía Láctea. Se encuentra a unos treinta años luz del centro de la Galaxia, girando a una velocidad de 250 km/seg, por lo que le cuesta unos doscientos veinticinco millones de años dar una vuelta completa. Es una estrella mediana que ha llegado casi a la mitad de su existencia. El Sol tiene un diámetro que equivale a 109 veces el de la Tierra, una masa veces mayor y una densidad cuatro veces menor. Como todos los cuerpos celestes, tiene un movimiento de rotación alrededor de su propio eje, pero en el Sol este movimiento es distinto según las latitudes, debido a la no homogeneidad de la composición de la materia solar. Los planetas más cercanos son Mercurio (fig. 2.41): Mercurio es el planeta más cercano al Sol, y el segundo más pequeño del sistema solar. Su diámetro es un 40% más pequeño que la Tierra y un 40% más grande que la Luna. Es incluso más pequeño que la luna de Júpiter, Ganimedes o la luna de Saturno, Titán. Hasta el Mariner 10, poco se sabía sobre Mercurio debido a las dificultades de observación que tienen los telescopios de la Tierra. En su máxima elongación está a sólo 28 grados del Sol tal como se puede ver desde la 7 El Sistema Solar está formado por el Sol, los planetas y sus satélites que les acompañan, asteroides, cometas, meteoroides, polvo y gas interplanetario. Las dimensiones de este sistema se especifican en términos de distancia media de la Tierra al Sol, denominada unidad astronómica (UA). Una UA corresponde a unos 150 millones de kilómetros. La frontera entre el Sistema Solar y el espacio interestelar - llamada heliopausa - se supone que se encuentra a 100 UA. Los cometas, sin embargo, son los más alejados del Sol; sus órbitas son muy excéntricas, extendiéndose hasta UA o más. El Sol contiene el 99.85% de toda la materia en el Sistema Solar. Los planetas, que están condensados del mismo material que formó el Sol, contienen sólo el 0.135% de la masa del sistema. Júpiter contiene más de dos veces la materia de todos los otros planetas juntos. Los satélites de los planetas, cometas, asteroides, meteoroides, y el medio interplanetario constituyen el restante 0.015%. 8 Se sugiere visitar el sitio web del Planetario Ciudad de Buenos Aires por las actividades y visitas que ofrecen:

32 Tierra. Debido a esto, sólo puede ser observado durante el ocaso o en horas diurnas, atravesando una masa considerable de la atmósfera terrestre. Su extrema proximidad al Sol y el hecho de que, en la práctica, no posee una atmósfera, le hacen experimentar las más elevadas variaciones térmicas existentes en un planeta. En estas condiciones los científicos excluyen que el planeta pueda albergar cualquier forma de vida. Venus (fig. 2.42). Venus es el segundo planeta desde el Sol. Es el objeto más brillante del cielo, después del Sol y la Luna. A este planeta se le llama el lucero del alba cuando aparece por el Este al amanecer y el lucero de la tarde cuando está situado al Oeste al atardecer. Debido a las distancias de las órbitas de Venus y la Tierra desde el Sol, Venus no es visible nunca más de tres horas antes del amanecer o tres horas después del ocaso. Todo Venus está cubierto de nubes y tiene una atmósfera densa, lo que dificulta su estudio desde la Tierra; la mayor parte de los conocimientos que se tienen del planeta se han obtenido mediante la utilización de vehículos espaciales, en concreto aquéllos que han descendido a través de la atmósfera portando sondas. La temperatura de la superficie de Venus es muy uniforme y alcanza unos 462 C; la presión de la superficie es 96 veces la de la Tierra. La atmósfera está compuesta casi en su totalidad por dióxido de carbono. La base de las nubes está a 50 km de la superficie y las partículas de estas nubes son sobre todo ácido sulfúrico concentrado. El planeta Venus no tiene un campo magnético perceptible. La Tierra (fig. 2.43) ocupa el tercer lugar en orden de distancia al Sol, lo que le permite recibir la cantidad de energía necesaria para el desarrollo de la vida. La Tierra es minúscula comparada con el Universo. Formamos parte del Sistema Solar, perdido en un brazo de una galaxia que tiene millones de estrellas, pero sólo es una entre los centenares de miles de millones de galaxias que forman el Universo. La Tierra, nuestro planeta, es el tercero desde el Sol y el quinto en cuanto al tamaño de los nueve planetas principales. La distancia media de la Tierra al Sol es de km. Es el único planeta conocido que tiene vida (que se conozca hasta hoy) aunque algunos de los otros planetas tienen atmósferas y contienen agua. La Tierra gira alrededor del Sol en una órbita poco excéntrica. El plano de esta órbita es tomado como referencia para medir las inclinaciones de los planos orbitales de los otros planetas los que, a excepción del Plutón, se separan en pocos grados o fracciones con respecto a este. La Tierra emplea 365, 256 días para realizar una vuelta completa alrededor del Sol, desplazándose a la velocidad de 29, 79 km/seg. a lo largo de su órbita. Nuestro planeta también tiene un movimiento de revolución alrededor de su propio eje que se realiza en 24h (día solar).la Tierra no es una esfera perfecta, sino que tiene forma de geoide. Cálculos basados en las perturbaciones de las órbitas de los satélites artificiales revelan que la Tierra es una esfera imperfecta porque el ecuador se engrosa 21 km; el polo norte está dilatado 10 m y el polo sur está hundido unos 31 m. Los satélites son cuerpos celestes que giran alrededor de un planeta. La Tierra, tiene uno solo que es la Luna (fig. 2.44), gira a su alrededor y la acompaña en su camino alrededor del Sol. A mediados del siglo XVII, Galileo y otros astrónomos realizaron observaciones de la Luna través del telescopio y descubrieron muchos cráteres. Desde entonces, y dada su proximidad, ha sido el objeto espacial más estudiado. El conocimiento actual de la Luna es mayor que el del resto de los objetos del Sistema Solar exceptuando la Tierra. La Luna está a 384,403 km de la Tierra. Su diámetro es 3,476 km. Tanto la rotación de la Luna como su órbita alrededor de la Tierra duran 27 días, 7 horas y 43 minutos. Esta rotación síncrona está causada por la distribución asimétrica de la masa de la luna, lo que ha permitido a la gravedad terrestre mantener un hemisferio lunar permanentemente girado hacia la Tierra. La Luna ha sido fuertemente bombardeada por los meteoritos, lo que origina que muchas de las rocas de la antigua corteza se hayan mezclado, fundido o enterrado. Los oscuros mares, con relativamente pocos cráteres, cubren aproximadamente el 16% de la superficie lunar y se concentran en el lado cercano de la Luna, principalmente dentro de las cuencas de impacto. La cara oculta de la luna sólo ha sido observada a partir de los viajes espaciales. Esta foto de la Luna fue tomada por la tripulación del Apolo 17 durante su paso por detrás de la Tierra en el viaje de vuelta a casa, después de un alunizaje exitoso en Diciembre de

33 Figura El Sistema Solar. Atención! Plutón No es considerado como planeta. Figura Fotomontaje del Sistema Solar. El fotomontaje de los cuerpos del Sistema Solar muestran fotos del Sol y de los Planetas (sin escala). Fig Sol Fig Mercurio Fig Venus 107 -

34 Fig Planeta Tierra Fig Luna Fig Marte Fig Júpiter Fig Saturno Fig Urano Fig Neptuno Fig Cometa Fig Asteroide Fuente: