El conocimiento
que en la antigüedad se tenía de los astros se plasma en el Modelo Tolemaico que perduró cerca de veinte siglos. Éste describía el universo como compuesto por la Tierra, el Sol, la Luna y los planetas cercanos y consideraba a las estrellas como fuegos fijos situados sobre una esfera que rodeaba al universo.
Esta visión del cosmos se amplió sucesivamente, reflejando cada vez más la realidad objetiva, a partir de la sugerencia hecha en 1584 por el sacerdote Giordano Bruno (incinerado en la hoguera por sus ideas) y comprobada por Galileo Galilei, de que las estrellas son soles como el nuestro, visión continuada con la demostración de Edwin Hubble en 1923 de que parte de las luces que observamos como si fueran estrellas son en realidad grandes conglomerados de estrellas, galaxias como nuestra Vía Láctea en la que estamos inmersos, pero tan distantes que a simple vista se ven solo como un punto. En esta misma dirección hoy hay sugerencias de ampliar la noción de Universo, lo que es muy controvertido aunque no improbable, basándose en la proyección de nociones conocidas de la física hacia procesos de los cuales aún no tenemos datos experimentales.
Modernamente, para explicar la evolución estelar se han desarrollado distintos modelos que pretenden dar cuenta del Universo a partir de los principales hechos observados. El más difundido entre el gran público es a su vez el ampliamente dominante en la comunidad científica, el modelo de la Gran Explosión Caliente (Big Bang). Sin embargo, no es universalmente aceptado, hay un grupo reducido de investigadores que lo cuestionan desde diferentes ángulos y con distintas respuestas alternativas. A su vez dentro de la mayoría que sostiene la teoría dominante, hay diferentes posiciones.
En este trabajo se van a presentar el modelo de la Gran Explosión y algunos de los principales modelos de evolución estelar alternativos disponibles en la literatura. Se discutirá el alcance de los mismos en función de los conocimientos físicos en que se basan.
Previamente se van a resumir los principales hechos observacionales sobre la evolución y estructura del Universo.
El Sol
Esta visión del cosmos se amplió sucesivamente, reflejando cada vez más la realidad objetiva, a partir de la sugerencia hecha en 1584 por el sacerdote Giordano Bruno (incinerado en la hoguera por sus ideas) y comprobada por Galileo Galilei, de que las estrellas son soles como el nuestro, visión continuada con la demostración de Edwin Hubble en 1923 de que parte de las luces que observamos como si fueran estrellas son en realidad grandes conglomerados de estrellas, galaxias como nuestra Vía Láctea en la que estamos inmersos, pero tan distantes que a simple vista se ven solo como un punto. En esta misma dirección hoy hay sugerencias de ampliar la noción de Universo, lo que es muy controvertido aunque no improbable, basándose en la proyección de nociones conocidas de la física hacia procesos de los cuales aún no tenemos datos experimentales.
Modernamente, para explicar la evolución estelar se han desarrollado distintos modelos que pretenden dar cuenta del Universo a partir de los principales hechos observados. El más difundido entre el gran público es a su vez el ampliamente dominante en la comunidad científica, el modelo de la Gran Explosión Caliente (Big Bang). Sin embargo, no es universalmente aceptado, hay un grupo reducido de investigadores que lo cuestionan desde diferentes ángulos y con distintas respuestas alternativas. A su vez dentro de la mayoría que sostiene la teoría dominante, hay diferentes posiciones.
En este trabajo se van a presentar el modelo de la Gran Explosión y algunos de los principales modelos de evolución estelar alternativos disponibles en la literatura. Se discutirá el alcance de los mismos en función de los conocimientos físicos en que se basan.
Previamente se van a resumir los principales hechos observacionales sobre la evolución y estructura del Universo.
El Sol
y las otras estrellas no son más que enormes esferas de gas incandescente. En su interior, la fuerza de gravedad y la presión (producto de la agitación térmica de las partículas) compiten entre sí. La gravedad intenta atraerlo todo hacia el centro; pero esta compresión calienta el gas y la presión resultante equilibra la gravedad. La superficie del Sol brilla al rojo blanco, a una temperatura cercana a los 6.000ºC. Pero para proporcionar la presión suficiente su centro debe estar mucho más caliente, por encima de los 15 millones de grados.
¿Qué es lo que hace brillar al Sol? Sin una fuente de combustible, la gravedad haría que la estrella se contrajera gradualmente a medida que el calor se escapa de su interior. El Sol genera calor por el mismo proceso que explotan las bombas de hidrógeno. Los átomos de hidrógeno son las estructuras atómicas menos complejas: su núcleo consiste en un solo protón. A medida que un gas se calienta, los átomos que lo forman se agitan más deprisa. En el centro del Sol, los protones chocan con tanta violencia que se fusionan. Una serie de estas reacciones puede fusionar cuatro núcleos de hidrógeno (o protones) en un núcleo de helio. Como el núcleo de helio pesa un 0,7% menos que los cuatro átomos de hidrógeno originales, la conversión del hidrógeno en helio proporciona energía de acuerdo a la relación de Einstein E=mc2 (la masa, m, perdida en el proceso se transforma en energía, E, con la velocidad de la luz al cuadrado, c2, como factor de proporcionalidad). Esta 'quema' del hidrógeno es suficiente para que el Sol brille durante varios miles de millones de años. A diferencia de las explosiones nucleares, la energía producida en una estrella se libera de manera regular y 'controlada'. Esto se debe a que la gravedad, a pesar de la enorme presión producida en el centro, presiona las capas exteriores con firmeza suficiente para 'sujetar la tapa'. En el Sol, la producción de energía de fusión compensa precisamente la pérdida de calor superficial, del cual depende la vida terrestre.
El Sol
¿Qué es lo que hace brillar al Sol? Sin una fuente de combustible, la gravedad haría que la estrella se contrajera gradualmente a medida que el calor se escapa de su interior. El Sol genera calor por el mismo proceso que explotan las bombas de hidrógeno. Los átomos de hidrógeno son las estructuras atómicas menos complejas: su núcleo consiste en un solo protón. A medida que un gas se calienta, los átomos que lo forman se agitan más deprisa. En el centro del Sol, los protones chocan con tanta violencia que se fusionan. Una serie de estas reacciones puede fusionar cuatro núcleos de hidrógeno (o protones) en un núcleo de helio. Como el núcleo de helio pesa un 0,7% menos que los cuatro átomos de hidrógeno originales, la conversión del hidrógeno en helio proporciona energía de acuerdo a la relación de Einstein E=mc2 (la masa, m, perdida en el proceso se transforma en energía, E, con la velocidad de la luz al cuadrado, c2, como factor de proporcionalidad). Esta 'quema' del hidrógeno es suficiente para que el Sol brille durante varios miles de millones de años. A diferencia de las explosiones nucleares, la energía producida en una estrella se libera de manera regular y 'controlada'. Esto se debe a que la gravedad, a pesar de la enorme presión producida en el centro, presiona las capas exteriores con firmeza suficiente para 'sujetar la tapa'. En el Sol, la producción de energía de fusión compensa precisamente la pérdida de calor superficial, del cual depende la vida terrestre.
El Sol
Nació a partir de una nube interestelar. Esta nube empezó girando de forma casi imperceptible, pero a medida que se contraía por efecto de la gravedad su giro se fue haciendo cada vez más rápido, lo que hizo que la fuerza centrífuga creciera hasta compensar la atracción gravitatoria. A continuación se formó un disco en forma de remolino alrededor del proto-Sol, el cual siguió contrayéndose gradualmente, pero esta contracción lenta se detuvo cuando el centro se calentó lo suficiente para que se iniciara la fusión del hidrógeno. Mientras tanto, el disco circundante se enfriaba; parte del gas se condensó en forma de polvo y fragmentos rocosos, los cuales se aglomeraron formando planetas.
El Sol quedó así rodeado de un sistema planetario y se situó en un estado cuasi estacionario, convirtiendo el hidrógeno en helio en forma lenta pero constante. Estas reacciones producen tanto calor que, a pesar de tener 4.500 millones de años, el Sol aún no ha consumido ni la mitad de su hidrógeno. Sus reservas le permitirán seguir brillando durante otros 5.000 millones de años. Luego se expandirá hasta convertirse en lo que se conoce como una "gigante roja", tan grande y brillante que absorberá los planetas interiores y volatilizará toda la vida terrestre.
¿Cómo es este proceso que ha podido ser observado en otros soles de nuestras galaxias de masas similares?
A medida que se va consumiendo el combustible -el hidrógeno- la estrella se contrae por acción de la gravedad, lo que genera una mayor agitación térmica de los átomos, creándose así las condiciones para generar una nueva reacción en la que el helio se convierte en carbono y oxígeno liberando una energía mayor. Esa presión que se genera ya no puede ser contenida por la acción gravitatoria y se produce la expansión. Después de esta fase las capas exteriores se desprenderán violentamente y el núcleo se contraerá hasta convertirse en lo que se conoce como una enana blanca, una estrella compacta no mayor que la Tierra, pero cientos de veces más pesada. Esta estrella brillará con un fulgor azulado, más pálido que el de nuestra Luna, rodeada de los restos de ese extinto sistema solar.
La disciplina que estudia estos procesos es la astrofísica. La astrofísica, al igual que describe la evolución del Sol, puede calcular los ciclos vitales de estrellas con diferentes masas gaseosas iniciales: la mitad, el doble, cuatro veces más pesadas que el Sol, etc. (ver Recuadro 1).
La relación entre la atracción gravitatoria y las reacciones nucleares que hacen presión hacia fuera provoca distintos comportamientos cualitativos, dependiendo de la masa que provee la fuerza de atracción gravitatoria. Las estrellas de mayor masa, en general, son más brillantes y su ciclo vital transcurre más deprisa. Estos cálculos están basados en los datos físicos de las reacciones posibles entre átomos y núcleos obtenidos a partir de experimentos de laboratorio. Estas teorías se verifican mediante la observación de poblaciones enteras de estrellas. El mejor campo de pruebas para comprobar las teorías sobre la evolución estelar son los llamados cúmulos globulares, enjambres de millones de estrellas de diferentes tamaños, formadas al mismo tiempo y unidas por su mutua atracción gravitatoria.
Las enanas blancas, las 'cenizas' que dejan estrellas como el Sol cuando completan sus ciclos vitales, son objetos muy comunes en nuestra galaxia, pero su escaso brillo hace difícil su estudio. Las enanas blancas recién formadas tienen superficies muy calientes (y son más azules que blancas), pero se enfrían gradualmente porque no pueden compensar con energía nuclear las pérdidas por radiación. Podemos determinar la temperatura de las enanas blancas a partir de su color (que se enrojece a medida que se enfrían), y la teoría nos proporciona su edad (es decir, el tiempo transcurrido desde que la estrella madre agotó su combustible nuclear). Las enanas blancas más frías tienen varios miles de millones de años, de lo que podemos inferir que algunas estrellas agotaron su combustible nuclear antes de que apareciera nuestro sistema solar.
No todos los sucesos cósmicos transcurren con lentitud. A veces las estrellas explotan de manera catastrófica originando el fenómeno conocido con el nombre de supernova. Durante unas pocas semanas, la explosión de una supernova cercana puede superar en luminosidad a cualquier otro objeto del cielo nocturno; este objeto seguirá siendo visible durante unos pocos milenios más, mientras se expande y difumina gradualmente. Después se hará tan difuso que se confundirá con el polvo y el gas diluido que llena el espacio interestelar.
La razón de la importancia de estos sucesos es que de no ser por las supernovas nunca habrían aparecido en la Tierra elementos como el carbono y oxígeno -entre otros- esenciales para la vida.
En nuestro planeta encontramos de forma natural noventa y dos tipos diferentes de átomos, pero algunos son mucho más comunes que otros. Por cada átomo de carbono que encontramos, podemos hallar veinte de oxígeno y unos 5 de nitrógeno o de hierro. En cambio, el oro es centenares de millones de veces más escaso que el oxígeno, y otros elementos, como el uranio, son aún más raros.
Todas las palabras de nuestra lengua están constituidas a partir de 29 letras. De la misma manera, los átomos pueden combinarse en moléculas de muchas maneras diferentes: algunas tan simples como el agua (dos hidrógenos y un oxígeno) o el dióxido de carbono (un carbono y dos oxígenos), otras compuestas por miles de átomos. Los principales ingredientes de los organismos vivos (incluidos los seres humanos) son los átomos de carbono y oxígeno, ensamblados (junto a otros) en cadenas moleculares de enorme complejidad. Si esos átomos en particular no fueran comunes en la Tierra, nuestra forma de vida no sería posible.
Los átomos
El Sol quedó así rodeado de un sistema planetario y se situó en un estado cuasi estacionario, convirtiendo el hidrógeno en helio en forma lenta pero constante. Estas reacciones producen tanto calor que, a pesar de tener 4.500 millones de años, el Sol aún no ha consumido ni la mitad de su hidrógeno. Sus reservas le permitirán seguir brillando durante otros 5.000 millones de años. Luego se expandirá hasta convertirse en lo que se conoce como una "gigante roja", tan grande y brillante que absorberá los planetas interiores y volatilizará toda la vida terrestre.
¿Cómo es este proceso que ha podido ser observado en otros soles de nuestras galaxias de masas similares?
A medida que se va consumiendo el combustible -el hidrógeno- la estrella se contrae por acción de la gravedad, lo que genera una mayor agitación térmica de los átomos, creándose así las condiciones para generar una nueva reacción en la que el helio se convierte en carbono y oxígeno liberando una energía mayor. Esa presión que se genera ya no puede ser contenida por la acción gravitatoria y se produce la expansión. Después de esta fase las capas exteriores se desprenderán violentamente y el núcleo se contraerá hasta convertirse en lo que se conoce como una enana blanca, una estrella compacta no mayor que la Tierra, pero cientos de veces más pesada. Esta estrella brillará con un fulgor azulado, más pálido que el de nuestra Luna, rodeada de los restos de ese extinto sistema solar.
La disciplina que estudia estos procesos es la astrofísica. La astrofísica, al igual que describe la evolución del Sol, puede calcular los ciclos vitales de estrellas con diferentes masas gaseosas iniciales: la mitad, el doble, cuatro veces más pesadas que el Sol, etc. (ver Recuadro 1).
La relación entre la atracción gravitatoria y las reacciones nucleares que hacen presión hacia fuera provoca distintos comportamientos cualitativos, dependiendo de la masa que provee la fuerza de atracción gravitatoria. Las estrellas de mayor masa, en general, son más brillantes y su ciclo vital transcurre más deprisa. Estos cálculos están basados en los datos físicos de las reacciones posibles entre átomos y núcleos obtenidos a partir de experimentos de laboratorio. Estas teorías se verifican mediante la observación de poblaciones enteras de estrellas. El mejor campo de pruebas para comprobar las teorías sobre la evolución estelar son los llamados cúmulos globulares, enjambres de millones de estrellas de diferentes tamaños, formadas al mismo tiempo y unidas por su mutua atracción gravitatoria.
Las enanas blancas, las 'cenizas' que dejan estrellas como el Sol cuando completan sus ciclos vitales, son objetos muy comunes en nuestra galaxia, pero su escaso brillo hace difícil su estudio. Las enanas blancas recién formadas tienen superficies muy calientes (y son más azules que blancas), pero se enfrían gradualmente porque no pueden compensar con energía nuclear las pérdidas por radiación. Podemos determinar la temperatura de las enanas blancas a partir de su color (que se enrojece a medida que se enfrían), y la teoría nos proporciona su edad (es decir, el tiempo transcurrido desde que la estrella madre agotó su combustible nuclear). Las enanas blancas más frías tienen varios miles de millones de años, de lo que podemos inferir que algunas estrellas agotaron su combustible nuclear antes de que apareciera nuestro sistema solar.
No todos los sucesos cósmicos transcurren con lentitud. A veces las estrellas explotan de manera catastrófica originando el fenómeno conocido con el nombre de supernova. Durante unas pocas semanas, la explosión de una supernova cercana puede superar en luminosidad a cualquier otro objeto del cielo nocturno; este objeto seguirá siendo visible durante unos pocos milenios más, mientras se expande y difumina gradualmente. Después se hará tan difuso que se confundirá con el polvo y el gas diluido que llena el espacio interestelar.
La razón de la importancia de estos sucesos es que de no ser por las supernovas nunca habrían aparecido en la Tierra elementos como el carbono y oxígeno -entre otros- esenciales para la vida.
En nuestro planeta encontramos de forma natural noventa y dos tipos diferentes de átomos, pero algunos son mucho más comunes que otros. Por cada átomo de carbono que encontramos, podemos hallar veinte de oxígeno y unos 5 de nitrógeno o de hierro. En cambio, el oro es centenares de millones de veces más escaso que el oxígeno, y otros elementos, como el uranio, son aún más raros.
Todas las palabras de nuestra lengua están constituidas a partir de 29 letras. De la misma manera, los átomos pueden combinarse en moléculas de muchas maneras diferentes: algunas tan simples como el agua (dos hidrógenos y un oxígeno) o el dióxido de carbono (un carbono y dos oxígenos), otras compuestas por miles de átomos. Los principales ingredientes de los organismos vivos (incluidos los seres humanos) son los átomos de carbono y oxígeno, ensamblados (junto a otros) en cadenas moleculares de enorme complejidad. Si esos átomos en particular no fueran comunes en la Tierra, nuestra forma de vida no sería posible.
Los átomos
están formados a su vez por partículas más simples. Cada tipo de átomo tiene un número específico de protones (con carga eléctrica positiva) y neutrones (de masa aproximadamente igual a los protones pero sin carga eléctrica) en su núcleo, y un número igual de electrones (de masa muchísimo menor y carga eléctrica negativa) en órbitas a su alrededor: esta cantidad de protones o electrones se denomina "número atómico". El número atómico del hidrógeno es 1, mientras que el del uranio es 92. Las propiedades químicas de los elementos están dadas por este número, o sea, la cantidad de carga que poseen.
Los núcleos
Los núcleos
De todos los átomos están formados por las mismas partículas elementales (protones y neutrones), lo cual permite la transmutación de los elementos de unos en otros. Esto sucede, por ejemplo, en una explosión nuclear. No obstante, los núcleos son lo bastante "robustos" para sobrevivir a las transformaciones químicas que se dan en los seres vivos o en los laboratorios.
Los diferentes tipos de átomos que pueden encontrarse en la Tierra existen en las mismas proporciones que cuando se formó el sistema solar, hace 4.500 millones de años: ningún proceso natural puede crear o destruir átomos en la Tierra (la única excepción son los "elementos radioactivos raros" que se transmutan en forma espontánea). ¿Es una casualidad la proporción en que se hallan los distintos elementos? Los astrónomos dicen que no es una casualidad y han proporcionado otra teoría: el universo tenía átomos simples que se fusionaron y convirtieron en otros más pesados dentro de las estrellas supernovas.
Ni siquiera el centro del Sol es lo bastante caliente para producir estas transmutaciones. Las estrellas diez veces más pesadas que el Sol brillan mucho más, y evolucionan de una forma más complicada y dramática. Su hidrógeno central se consume (transformándose en helio) en unos cien millones de años (menos del 1% de la vida del Sol). Luego la gravedad comprime estas estrellas pesadas haciendo que su temperatura interna aumente aún más, hasta que los átomos de helio se fusionan para producir núcleos de átomos más pesados (como el carbono de 6 protones, oxígeno de 8 protones, y hierro de 26 protones). A partir de este momento se desarrolla una estructura que recuerda una cebolla: una capa exterior de carbono rodea otra de oxígeno, que a su vez rodea otra de silicio. Las capas internas más calientes contienen elementos superiores de la tabla periódica de los elementos (que los agrupa de acuerdo a sus propiedades químicas) y rodean un núcleo constituido principalmente por hierro.
Cuando el combustible se acaba (en otras palabras, cuando el centro caliente se ha convertido completamente en hierro), la gran estrella se enfrenta a una crisis. Un aplastamiento catastrófico comprime su centro (la gravedad supera la presión) hasta la densidad de un núcleo atómico, iniciando una explosión colosal que expulsa las capas externas a más de 10.000 kilómetros por segundo. Esta explosión se manifiesta como una supernova. Los residuos contienen el resultado de los procesos nucleares que mantuvieron el brillo de la estrella durante toda su vida. Esta mezcla contiene grandes cantidades de oxígeno y carbono, así como trazas de muchos otros elementos formados durante la explosión.
La teoría de la evolución estelar y la nucleogénesis (formación de los núcleos) reconstruye la historia de los átomos remontándose hasta épocas anteriores a la formación de la Tierra. Desde esta perspectiva, una galaxia aparece como un vasto sistema evolutivo. Dentro de las estrellas, el hidrógeno original se transforma en las piezas básicas de la vida (carbono, oxígeno, hierro y demás). Parte de este material vuelve al espacio interestelar y se recicla en forma de nuevas generaciones de estrellas. Así, por ejemplo, el gas a partir del cual se formó nuestra galaxia, tiene una proporción de "elementos pesados" que se formaron durante tres generaciones previas de estrellas. Como dice M. Rees: "...la mismísima raza humana está compuesta de polvo de estrellas, o menos románticamente, de desechos nucleares del combustible que hace brillar las estrellas"1.
Las proporciones calculadas de los elementos son razonablemente cercanas a las proporciones observadas en nuestro sistema solar. Sin embargo, las cantidades de carbono, oxigeno, sodio y otros elementos pesados no son las mismas en otras partes del universo. Sus abundancias relativas son menores en las estrellas más antiguas. Esto es normal si los elementos se sintetizan gradualmente en generaciones sucesivas de estrellas: las más viejas habrían surgido de un material menos "contaminado" que las más nuevas. Una segunda observación es que las abundancias de estos elementos son más altas en los lugares donde la formación de estrellas es más rápida y el reciclado más reciente.
En un futuro lejano, tras la muerte de nuestro sistema solar, esos átomos se dispersarán otra vez por la galaxia y se incorporarán a nuevas estrellas, repitiendo un nuevo ciclo.
Ahora mismo están naciendo nuevas estrellas. A unos 1.500 años luz2 de distancia se encuentra la nebulosa de Orión, con gas y polvo suficiente para formar millones de estrellas. Además de estrellas jóvenes y brillantes, la nebulosa de Orión contiene protoestrellas en proceso de condensación que aún no están lo bastante calientes para empezar a quemar su combustible nuclear. Discos de polvo y gas giran alrededor de algunas protoestrellas. Se trata de sistemas solares embrionarios: las partículas de polvo se condensarán en "protoplanetas" rocosos, que a su vez evolucionarán en planetas.
Hasta hace poco se atribuía la formación de sistemas planetarios a sucesos improbables e inusuales. Pero ahora está claro que la formación de planetas no requiere ningún accidente inusual. Los planetas son una consecuencia natural de la formación de estrellas. Además, su formación es inevitable a menos que el material de la protoestrella tenga rotación nula, lo cual sí sería muy poco probable. Así pues, los sistemas planetarios deben encontrarse por doquier. Pero la observación de los planetas plenamente formados que orbitan en torno a otras estrellas es sumamente difícil por su falta de luminosidad.
Otros objetos muy luminosos que existen en el Universo son los cuásares (ver Recuadro 1). Estos multiplican por mil el brillo de la Vía Láctea entera, aunque su intensidad en la luz visible puede variar en un 50% en el transcurso de un solo día. Los cuásares más luminosos contienen agujeros negros que engloban 1.000 millones de veces la masa del sol en una región que cabría en la órbita de Plutón alrededor del Sol. Como en otros fenómenos estelares conocidos como Binarias de Rayos X, habría nubes de gas girando en círculos que se calentarían y radiarían con violencia justo antes de ser absorbidas por el agujero negro central. En ciertos casos, la materia que rodea el agujero negro lanzaría chorros de partículas cargadas, de decenas de miles de años luz de longitud. Los cuásares y sus primos hermanos, los objetos BL Lac, son los núcleos galácticos activos más luminosos; sus parientes más tranquilos reciben el nombre de galaxias de Seyfert. Hay núcleos galácticos con agujero negro masivo pero sin materia cerca que atraer, entonces no son activos, no emiten estas radiaciones, eventualmente se detectan por otras causas, por ejemplo la gravedad.
Estructura del universo
Veamos cómo es la estructura del Universo, hasta donde podemos llegar con el alcance de los instrumentos de medición disponibles en la actualidad. Empezaremos con el Sol, nuestra estrella madre, hasta llegar a las más grandes estructuras conocidas.
El Sol, la estrella de nuestro sistema solar, tiene un diámetro de 1.392.000 Km (como comparación, el diámetro de la Tierra es de unos 12.600 Km) Allí se producen reacciones nucleares de fusión, del tipo de una bomba de hidrógeno controlada, que generan la energía que mantienen la vida en la Tierra. La distancia del Sol a la Tierra es de 149.500.000 Km (1,6x10-5 años-luz). La distancia entre el Sol y Plutón, el planeta más alejado perteneciente al sistema solar, es de 5.913.520.000 Km (6,3x10-4 años-luz). La estrella más cercana al Sol, Alfa Centauri, está a una distancia de éste de 30.318.000.000.000 Km, (3,26 años luz). O sea unas 5.000 veces la distancia Sol-Plutón (radio del sistema solar).
Esta distribución de la materia, donde la distancia entre los agrupamientos de orden superior (entre soles, por ejemplo) es mucho mayor que la que separa a sistemas inferiores (distancia entre soles y planetas asociados) va a ser una característica general de la asociación de la materia a gran escala.
Tanto el Sol como Alfa Centauri forman parte de un mismo conglomerado de estrellas, la Vía Láctea. La Vía Láctea es una más de las miles de millones de galaxias distribuidas por el firmamento. Es una galaxia espiral, tiene la forma de un disco chato con cuatro brazos espirales de 98.000 años-luz de diámetro y de 980 años-luz de espesor con un bulbo esferoide aplanado en su centro de 3.300 por 20.000 años-luz. Hay aproximadamente 200.000 millones de estrellas en ella y nuestro sistema solar orbita a dos tercios de su centro tardando unos 200 millones de años en dar una vuelta en torno al mismo. Si miramos el cielo una noche despejada la Vía Láctea se ve como una franja irregular de luz que lo atraviesa ya que a simple vista no podemos ver la mayoría de estas estrellas en forma individual sino colectivamente, como un resplandor.
En el disco predominan estrellas azules relativamente jóvenes y de mediana edad y hay gas. En el bulbo predominan las estrellas rojas que son viejas (10.000 millones de años de edad o más). Otra región es el halo, zona esférica difusa que rodea todo el disco, de baja densidad y donde son mayoritarias las estrellas viejas. En el centro del bulbo hay evidencias de un agujero negro.
Hay otros tres tipos, esencialmente, de galaxias aparte de las espirales: elípticas, lenticulares e irregulares. La presencia de gas en el disco de la Vía Láctea es una característica general de las galaxias espirales e indica que la formación de estrellas se mantiene activa en ellas y tienen por lo tanto la población de estrellas más jóvenes. Estas galaxias se hallan en zonas poco densas donde su estructura no se ve muy afectada por la atracción de galaxias vecinas. Las galaxias elípticas poseen luminosidad uniforme y son similares a la zona del bulbo de una galaxia espiral. No hay gas presente, por lo tanto las estrellas son viejas. Estas galaxias se suelen hallar en regiones de alta densidad, en el centro de cúmulos galácticos (ver más adelante). Las galaxias lenticulares poseen tanto bulbo como disco pero no los brazos espirales. Tienen poco o nada de gas así que sus estrellas son viejas. Parecen ser un caso intermedio entre las espirales y elípticas. El último tipo de galaxias, las irregulares, son pequeñas, sin bulbo y forma no definida.
Las galaxias se encuentran a su vez agrupadas en grupos y cúmulos de galaxias. Los grupos de galaxias son estructuras del orden de las decenas de galaxias mientras que un cúmulo de galaxias está compuesto por cientos de galaxias. La Vía Láctea forma parte del Grupo Local junto con la galaxia de Andrómeda y otras 34 galaxias más pequeñas, distribuidas en unos pocos millones de años luz. Andrómeda, la galaxia más cercana a nuestra Vía Láctea se halla a dos millones de años luz. Un ejemplo de un cúmulo de galaxias es el Cúmulo de Virgo, que se halla cercano al Grupo Local. Virgo está compuesto por unos cuantos cientos de galaxias y se halla a unos 50 millones de años luz. La característica común de los grupos y cúmulos de galaxias es que las galaxias en ellos forman estructuras en equilibrio gravitatorio (como los planetas en nuestro sistema solar, las galaxias componentes de los grupos y cúmulos están ligados).
Los cúmulos de galaxias pueden ser regulares o irregulares. Los cúmulos regulares tienen un núcleo central concentrado y una estructura esférica bien definida. Tienen un tamaño entre 3 y 10 millones de años luz y una masa de alrededor de 1015 masas solares. Un cúmulo de galaxias muy rico es el de Coma, que posee miles de galaxias elípticas. Los cúmulos de galaxias irregulares no tienen un núcleo bien definido, poseen un rango de tamaños similar a las regulares pero son más pobres en masa, entre 1012 y 1014 masas solares. El citado cúmulo de Virgo es de este tipo.
A su vez, conjuntos de cúmulos de galaxias forman supercúmulos. Estos consisten usualmente en una cadena de unos doce cúmulos de galaxias, tienen una masa del orden de 1016 masas solares. Nuestro propio supercúmulo local está centrado en el cúmulo de Virgo y tiene una masa relativamente pobre, y un tamaño de 48,9 millones de años luz. Un supercúmulo mayor como el asociado con el cúmulo de Coma tiene un tamaño de 326 millones de años luz y unas 1.300 galaxias en su zona central.
Los diferentes tipos de átomos que pueden encontrarse en la Tierra existen en las mismas proporciones que cuando se formó el sistema solar, hace 4.500 millones de años: ningún proceso natural puede crear o destruir átomos en la Tierra (la única excepción son los "elementos radioactivos raros" que se transmutan en forma espontánea). ¿Es una casualidad la proporción en que se hallan los distintos elementos? Los astrónomos dicen que no es una casualidad y han proporcionado otra teoría: el universo tenía átomos simples que se fusionaron y convirtieron en otros más pesados dentro de las estrellas supernovas.
Ni siquiera el centro del Sol es lo bastante caliente para producir estas transmutaciones. Las estrellas diez veces más pesadas que el Sol brillan mucho más, y evolucionan de una forma más complicada y dramática. Su hidrógeno central se consume (transformándose en helio) en unos cien millones de años (menos del 1% de la vida del Sol). Luego la gravedad comprime estas estrellas pesadas haciendo que su temperatura interna aumente aún más, hasta que los átomos de helio se fusionan para producir núcleos de átomos más pesados (como el carbono de 6 protones, oxígeno de 8 protones, y hierro de 26 protones). A partir de este momento se desarrolla una estructura que recuerda una cebolla: una capa exterior de carbono rodea otra de oxígeno, que a su vez rodea otra de silicio. Las capas internas más calientes contienen elementos superiores de la tabla periódica de los elementos (que los agrupa de acuerdo a sus propiedades químicas) y rodean un núcleo constituido principalmente por hierro.
Cuando el combustible se acaba (en otras palabras, cuando el centro caliente se ha convertido completamente en hierro), la gran estrella se enfrenta a una crisis. Un aplastamiento catastrófico comprime su centro (la gravedad supera la presión) hasta la densidad de un núcleo atómico, iniciando una explosión colosal que expulsa las capas externas a más de 10.000 kilómetros por segundo. Esta explosión se manifiesta como una supernova. Los residuos contienen el resultado de los procesos nucleares que mantuvieron el brillo de la estrella durante toda su vida. Esta mezcla contiene grandes cantidades de oxígeno y carbono, así como trazas de muchos otros elementos formados durante la explosión.
La teoría de la evolución estelar y la nucleogénesis (formación de los núcleos) reconstruye la historia de los átomos remontándose hasta épocas anteriores a la formación de la Tierra. Desde esta perspectiva, una galaxia aparece como un vasto sistema evolutivo. Dentro de las estrellas, el hidrógeno original se transforma en las piezas básicas de la vida (carbono, oxígeno, hierro y demás). Parte de este material vuelve al espacio interestelar y se recicla en forma de nuevas generaciones de estrellas. Así, por ejemplo, el gas a partir del cual se formó nuestra galaxia, tiene una proporción de "elementos pesados" que se formaron durante tres generaciones previas de estrellas. Como dice M. Rees: "...la mismísima raza humana está compuesta de polvo de estrellas, o menos románticamente, de desechos nucleares del combustible que hace brillar las estrellas"1.
Las proporciones calculadas de los elementos son razonablemente cercanas a las proporciones observadas en nuestro sistema solar. Sin embargo, las cantidades de carbono, oxigeno, sodio y otros elementos pesados no son las mismas en otras partes del universo. Sus abundancias relativas son menores en las estrellas más antiguas. Esto es normal si los elementos se sintetizan gradualmente en generaciones sucesivas de estrellas: las más viejas habrían surgido de un material menos "contaminado" que las más nuevas. Una segunda observación es que las abundancias de estos elementos son más altas en los lugares donde la formación de estrellas es más rápida y el reciclado más reciente.
En un futuro lejano, tras la muerte de nuestro sistema solar, esos átomos se dispersarán otra vez por la galaxia y se incorporarán a nuevas estrellas, repitiendo un nuevo ciclo.
Ahora mismo están naciendo nuevas estrellas. A unos 1.500 años luz2 de distancia se encuentra la nebulosa de Orión, con gas y polvo suficiente para formar millones de estrellas. Además de estrellas jóvenes y brillantes, la nebulosa de Orión contiene protoestrellas en proceso de condensación que aún no están lo bastante calientes para empezar a quemar su combustible nuclear. Discos de polvo y gas giran alrededor de algunas protoestrellas. Se trata de sistemas solares embrionarios: las partículas de polvo se condensarán en "protoplanetas" rocosos, que a su vez evolucionarán en planetas.
Hasta hace poco se atribuía la formación de sistemas planetarios a sucesos improbables e inusuales. Pero ahora está claro que la formación de planetas no requiere ningún accidente inusual. Los planetas son una consecuencia natural de la formación de estrellas. Además, su formación es inevitable a menos que el material de la protoestrella tenga rotación nula, lo cual sí sería muy poco probable. Así pues, los sistemas planetarios deben encontrarse por doquier. Pero la observación de los planetas plenamente formados que orbitan en torno a otras estrellas es sumamente difícil por su falta de luminosidad.
Otros objetos muy luminosos que existen en el Universo son los cuásares (ver Recuadro 1). Estos multiplican por mil el brillo de la Vía Láctea entera, aunque su intensidad en la luz visible puede variar en un 50% en el transcurso de un solo día. Los cuásares más luminosos contienen agujeros negros que engloban 1.000 millones de veces la masa del sol en una región que cabría en la órbita de Plutón alrededor del Sol. Como en otros fenómenos estelares conocidos como Binarias de Rayos X, habría nubes de gas girando en círculos que se calentarían y radiarían con violencia justo antes de ser absorbidas por el agujero negro central. En ciertos casos, la materia que rodea el agujero negro lanzaría chorros de partículas cargadas, de decenas de miles de años luz de longitud. Los cuásares y sus primos hermanos, los objetos BL Lac, son los núcleos galácticos activos más luminosos; sus parientes más tranquilos reciben el nombre de galaxias de Seyfert. Hay núcleos galácticos con agujero negro masivo pero sin materia cerca que atraer, entonces no son activos, no emiten estas radiaciones, eventualmente se detectan por otras causas, por ejemplo la gravedad.
Estructura del universo
Veamos cómo es la estructura del Universo, hasta donde podemos llegar con el alcance de los instrumentos de medición disponibles en la actualidad. Empezaremos con el Sol, nuestra estrella madre, hasta llegar a las más grandes estructuras conocidas.
El Sol, la estrella de nuestro sistema solar, tiene un diámetro de 1.392.000 Km (como comparación, el diámetro de la Tierra es de unos 12.600 Km) Allí se producen reacciones nucleares de fusión, del tipo de una bomba de hidrógeno controlada, que generan la energía que mantienen la vida en la Tierra. La distancia del Sol a la Tierra es de 149.500.000 Km (1,6x10-5 años-luz). La distancia entre el Sol y Plutón, el planeta más alejado perteneciente al sistema solar, es de 5.913.520.000 Km (6,3x10-4 años-luz). La estrella más cercana al Sol, Alfa Centauri, está a una distancia de éste de 30.318.000.000.000 Km, (3,26 años luz). O sea unas 5.000 veces la distancia Sol-Plutón (radio del sistema solar).
Esta distribución de la materia, donde la distancia entre los agrupamientos de orden superior (entre soles, por ejemplo) es mucho mayor que la que separa a sistemas inferiores (distancia entre soles y planetas asociados) va a ser una característica general de la asociación de la materia a gran escala.
Tanto el Sol como Alfa Centauri forman parte de un mismo conglomerado de estrellas, la Vía Láctea. La Vía Láctea es una más de las miles de millones de galaxias distribuidas por el firmamento. Es una galaxia espiral, tiene la forma de un disco chato con cuatro brazos espirales de 98.000 años-luz de diámetro y de 980 años-luz de espesor con un bulbo esferoide aplanado en su centro de 3.300 por 20.000 años-luz. Hay aproximadamente 200.000 millones de estrellas en ella y nuestro sistema solar orbita a dos tercios de su centro tardando unos 200 millones de años en dar una vuelta en torno al mismo. Si miramos el cielo una noche despejada la Vía Láctea se ve como una franja irregular de luz que lo atraviesa ya que a simple vista no podemos ver la mayoría de estas estrellas en forma individual sino colectivamente, como un resplandor.
En el disco predominan estrellas azules relativamente jóvenes y de mediana edad y hay gas. En el bulbo predominan las estrellas rojas que son viejas (10.000 millones de años de edad o más). Otra región es el halo, zona esférica difusa que rodea todo el disco, de baja densidad y donde son mayoritarias las estrellas viejas. En el centro del bulbo hay evidencias de un agujero negro.
Hay otros tres tipos, esencialmente, de galaxias aparte de las espirales: elípticas, lenticulares e irregulares. La presencia de gas en el disco de la Vía Láctea es una característica general de las galaxias espirales e indica que la formación de estrellas se mantiene activa en ellas y tienen por lo tanto la población de estrellas más jóvenes. Estas galaxias se hallan en zonas poco densas donde su estructura no se ve muy afectada por la atracción de galaxias vecinas. Las galaxias elípticas poseen luminosidad uniforme y son similares a la zona del bulbo de una galaxia espiral. No hay gas presente, por lo tanto las estrellas son viejas. Estas galaxias se suelen hallar en regiones de alta densidad, en el centro de cúmulos galácticos (ver más adelante). Las galaxias lenticulares poseen tanto bulbo como disco pero no los brazos espirales. Tienen poco o nada de gas así que sus estrellas son viejas. Parecen ser un caso intermedio entre las espirales y elípticas. El último tipo de galaxias, las irregulares, son pequeñas, sin bulbo y forma no definida.
Las galaxias se encuentran a su vez agrupadas en grupos y cúmulos de galaxias. Los grupos de galaxias son estructuras del orden de las decenas de galaxias mientras que un cúmulo de galaxias está compuesto por cientos de galaxias. La Vía Láctea forma parte del Grupo Local junto con la galaxia de Andrómeda y otras 34 galaxias más pequeñas, distribuidas en unos pocos millones de años luz. Andrómeda, la galaxia más cercana a nuestra Vía Láctea se halla a dos millones de años luz. Un ejemplo de un cúmulo de galaxias es el Cúmulo de Virgo, que se halla cercano al Grupo Local. Virgo está compuesto por unos cuantos cientos de galaxias y se halla a unos 50 millones de años luz. La característica común de los grupos y cúmulos de galaxias es que las galaxias en ellos forman estructuras en equilibrio gravitatorio (como los planetas en nuestro sistema solar, las galaxias componentes de los grupos y cúmulos están ligados).
Los cúmulos de galaxias pueden ser regulares o irregulares. Los cúmulos regulares tienen un núcleo central concentrado y una estructura esférica bien definida. Tienen un tamaño entre 3 y 10 millones de años luz y una masa de alrededor de 1015 masas solares. Un cúmulo de galaxias muy rico es el de Coma, que posee miles de galaxias elípticas. Los cúmulos de galaxias irregulares no tienen un núcleo bien definido, poseen un rango de tamaños similar a las regulares pero son más pobres en masa, entre 1012 y 1014 masas solares. El citado cúmulo de Virgo es de este tipo.
A su vez, conjuntos de cúmulos de galaxias forman supercúmulos. Estos consisten usualmente en una cadena de unos doce cúmulos de galaxias, tienen una masa del orden de 1016 masas solares. Nuestro propio supercúmulo local está centrado en el cúmulo de Virgo y tiene una masa relativamente pobre, y un tamaño de 48,9 millones de años luz. Un supercúmulo mayor como el asociado con el cúmulo de Coma tiene un tamaño de 326 millones de años luz y unas 1.300 galaxias en su zona central.
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