El espacio es tan grande y tan vasto que nos maravillamos ante su magnificencia, su grandeza y vastedad asombra a cualquiera sus misterio a un sin resolver son tan enigmáticos y tan grandiosos que asta el astrónomo mas intrépido no puede resolver.
y sus misterio resueltos son tan asombrosos.
Y como es que somos hijos del espacio hijos del cosmos, somo hijos de las estrellas, fueron ellas quien dos dieron ida y vida hasta nuestro planeta, estamos conectados con el universo, los elementos de su creación nos da vida y son los que nos crearon, desde el calcio de nuestros huesos hasta el hierro de nuestra sangre fueron formados hay afuera en el cosmos.
Pero el espacio es tan asombroso como peligroso, estamos tan acomodados en nuestro hogar, la tierra que nos acoge como una gran madre, de las hostilidades de hay afuera, pero nada mas alejado de la realidad, todo en el espacio puede matarnos, estamos tan arraigados a la tierra que salir de ella es un suicidio, aunque a pesar de eso la tecnología que avanza cada día nos permite explorar la inmediaciones de nuestro sistema solar.
como visitar la luna o mantenernos en órbita al rededor de nuestra madre tierra aunque no mas allá de eso pues a un no podemos, por ello confiamos en fieles compañeras, las sondas, para explorara aquello a lo que no podemos ha cercarnos, y aunque debelan secretos, aveces nos traen mas de los que podemos resolver.
Bueno esos a sido una pequeña reflexión del espacio espero les halla gustado.
El universo
miércoles, 2 de agosto de 2017
miércoles, 26 de julio de 2017
Explosiones estelares: La Nova
Nova
Una nova es
una explosión termonuclear causada por un desequilibrio entre la
gravedad de una estrella y su combustible nuclear, hidrógeno; cuando la
estrella agota su combustible nuclear esta se expande y a continuación explota.
Se puede decir que cuando una estrella se encuentra en estado inestable se está
acercando a su fin.
En un sistema binario cerrado,
formado por una enana blanca y una estrella evolucionada (es decir,
que ya ha dejado la secuencia principal), se produce transferencia (acreción)
de masa de la compañera a la enana, debido a la transformación de aquella
en gigante roja, lo que sucede con su expansión y el consecuente llenado
de su lóbulo de Roche. Esta superficie equipotencial limita las
zonas de influencia de cada estrella; cuando el material de la gigante la
supera. El material acretado, compuesto principalmente por hidrógeno y helio,
es compactado en la superficie de la enana blanca debido a la intensa fuerza
gravitatoria en la superficie de ésta. A medida que se va acumulando más
material, se calienta cada vez más, hasta alcanzar la temperatura crítica para
la ignición de la fusión nuclear. Entonces se transforman rápidamente
grandes cantidades de hidrógeno y helio en elementos más pesados, en un proceso
análogo al que ocurre en el núcleo de las estrellas de secuencia principal,
aunque en estos casos se trata de procesos estables que duran largos periodos
de tiempo; en las novas, en cambio, es un evento violento.
La enorme cantidad de energía
liberada por este proceso produce un destello de radiación
electromagnética muy brillante, pero de corta duración. Este destello, que
se produce en escalas de tiempo de días, dio origen al nombre nova,
que en latín significa «nueva»: al ocurrir una nova, los astrónomos
antiguos veían la aparición de una nueva estrella en el cielo nocturno. El
término fue usado por primera vez por el astrónomo Tycho Brahe al
observar no una nova sino una supernova, pero no fue hasta tiempo después
cuando se reconocieron las diferencias entre las supernovas y las novas,
intrínsecamente mucho menos energéticas.
Una enana blanca puede generar
múltiples eventos de nova, mientras siga habiendo masa disponible en la
estrella compañera para la acreción. Progresivamente la estrella donante puede
ver agotado su material, o la enana blanca puede producir una nova lo
suficientemente poderosa como para destruir el sistema por completo. Este
último caso es similar al de una supernova tipo Ia. Sin embargo, las
supernovas involucran procesos diferentes y energías mucho mayores, del orden
de 1044 J, mientras que las explosiones típicas de novas pueden
liberar unos 1038 - 1039 J, por lo que no
deberían ser confundidas.
A veces las novas pueden ser
visibles a simple vista. El caso más reciente es la nova Cygni 1975, que
apareció el 29 de agosto de 1975 en la constelación
del Cisne, unos 5 grados al norte de Deneb (α Cygni), y alcanzó
una magnitud de 2,0, tan brillante como la propia Deneb.
Las novas contribuyen a
la nucleosíntesis de algunos elementos que no se producen igual que
en los ciclos habituales. En principio, queman de forma explosiva su hidrógeno
a través del ciclo CNO pero las mayores energías a la que se producen
esos estallidos hacen que el ciclo derive en otra reacción distinta.
{\displaystyle
{}^{12}C+{}^{1}H\rightarrow {}^{13}N+\gamma }
{\displaystyle
{}^{13}N+{}^{1}H\rightarrow {}^{14}O+\gamma }
Para comparar con el ciclo CNO
típico que se produce en una estrella ver: ciclo CNO
lunes, 24 de julio de 2017
El universo
Universo
El universo es
la totalidad del espacio y del tiempo, de todas las formas de
la materia, la energía y el impulso, y las leyes y constantes
físicas que las gobiernan. Sin embargo, el término también se utiliza en
sentidos contextuales ligeramente diferentes y alude a conceptos
como cosmos, mundo o naturaleza.1 Su estudio, en las
mayores escalas, es el objeto de la cosmología, disciplina basada en
la astronomía y la física, en la cual se describen todos los
aspectos de este universo con sus fenómenos.
La ciencia modeliza
el universo como un sistema
cerrado que contiene energía y materia adscritas
al espacio-tiempo y que se rige fundamentalmente por
principios causales. Basándose en observaciones del universo observable,
los físicos intentan describir el continuo espacio-tiempo en que nos
encontramos, junto con toda la materia y energía existentes en él.
Los
experimentos sugieren que el universo se ha regido por las mismas leyes
físicas, constantes a lo largo de su extensión e historia.
Es homogéneo e isotrópico. La fuerza dominante en distancias
cósmicas es la gravedad, y la relatividad general es actualmente
la teoría más exacta para describirla. Las otras tres fuerzas
fundamentales, y las partículas en las que actúan, son descritas por
el modelo estándar.
El
universo tiene por lo menos tres dimensiones de espacio y una de tiempo,
aunque experimentalmente no se pueden descartar dimensiones adicionales.
El espacio-tiempo parece estar conectado de forma sencilla, y
el espacio tiene una curvatura media muy pequeña o incluso nula,
de manera que la geometría euclidiana es, como norma general, exacta
en todo el universo.
La
teoría actualmente más aceptada sobre la formación del universo, fue teorizada
por el canónigo belga Lemaître, a partir de las ecuaciones de Albert
Einstein. Lemaitre concluyó (en oposición a lo que pensaba Einstein), que el
universo no era estacionario, que el universo tenía un origen. Es el modelo del
Big Bang, que describe la expansión del espacio-tiempo a partir de
una singularidad espaciotemporal. El universo experimentó un rápido
periodo de inflación cósmica que arrasó todas las irregularidades
iniciales. A partir de entonces el universo se expandió y se convirtió en
estable, más frío y menos denso. Las variaciones menores en la distribución de
la masa dieron como resultado la segregación fractal en porciones,
que se encuentran en el universo actual como cúmulos de galaxias.
Las
observaciones astronómicas indican que el universo tiene una edad de
13 730±120 millones de años (entre 13 610 y 13 850 millones de
años) y por lo menos 93 000 millones de años luz de extensión.2
Debido
a que, según la teoría de la relatividad especial, la materia no
puede moverse a una velocidad superior a la velocidad de la luz,
puede parecer paradójico que dos objetos del universo puedan haberse
separado 93 000 millones de años luz en un tiempo de únicamente
13 000 millones de años; sin embargo, esta separación no entra en
conflicto con la teoría de la relatividad general, ya que esta solo afecta
al movimiento en el espacio, pero no al espacio mismo, que puede
extenderse a un ritmo superior, no limitado por la velocidad de la luz. Por lo
tanto, dos galaxias pueden separarse una de la otra más rápidamente
que la velocidad de la luz si es el espacio entre ellas el que se dilata.
Observaciones
recientes han demostrado que esta expansión se está acelerando, y que la
mayor parte de la materia y la energía en el universo son
las denominadas materia oscura y energía oscura, la materia
ordinaria (barionica), solo representaría algo más del 5 % del total.3
Las
mediciones sobre la distribución espacial y el desplazamiento hacia el rojo (redshift)
de galaxias distantes, la radiación cósmica de fondo de microondas, y los
porcentajes relativos de los elementos químicos más ligeros, apoyan
la teoría de la expansión del espacio, y más en general, la teoría del Big
Bang, que propone que el universo en sí se creó en un momento específico en el
pasado.
En
cuanto a su destino final, las pruebas actuales parecen apoyar las teorías de
la expansión permanente del universo (Big Freeze o Big Rip, Gran
Desgarro), que nos indica que la expansión misma del espacio, provocará que
llegará un punto en que los átomos mismos se separarán en partículas
subatómicas. Otros futuros posibles que se barajaron, especulaban que
la materia oscura podría ejercer la fuerza de gravedad suficiente
para detener la expansión y hacer que toda la materia se comprima nuevamente;
algo a lo que los científicos denominan el Big Crunch o la Gran
Implosión, pero las últimas observaciones van en la dirección del gran
desgarro.
Porción
observable
Los
cosmólogos teóricos y astrofísicos utilizan de manera
diferente el término universo, designando bien el sistema completo o
únicamente una parte de él.4 Frecuentemente se utiliza el término el
universo para designar la parte observable del espacio-tiempo o el
espacio-tiempo entero.
Según
el convenio de los cosmólogos, el término universo se refiere
frecuentemente a la parte finita del espacio-tiempo que es
directamente observable utilizando telescopios, otros detectores y
métodos físicos, teóricos y empíricos para estudiar los componentes
básicos del universo y sus interacciones. Los físicos cosmólogos asumen que la
parte observable del espacio comóvil (también llamado nuestro
universo) corresponde a una parte del espacio entero y normalmente no es el
espacio entero.
En
el caso del universo observable, este puede ser solo una mínima porción del
universo existente y, por consiguiente, puede ser imposible saber realmente si
el universo está siendo completamente observado. Algunos cosmólogos creen que
el universo observable es una parte extremadamente pequeña del universo
«entero» realmente existente y que es imposible observar todo el
espacio comóvil. En la actualidad se desconoce si esto es correcto, ya que
de acuerdo a los estudios de la forma del universo, es posible que el
universo observable esté cerca de tener el mismo tamaño que todo el espacio. La
pregunta sigue debatiéndose.56
Evolución
Teoría
sobre el origen y la formación del Universo (Big Bang)
El
hecho de que el universo esté en expansión se deriva de las
observaciones del corrimiento al rojo realizadas en la década de 1920
y que se cuantifican por la ley de Hubble. Dichas observaciones son la
predicción experimental del modelo de Friedmann-Robertson-Walker, que es
una solución de las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad
general, que predicen el inicio del universo mediante un big bang.
El
"corrimiento al rojo" es un fenómeno observado por los astrónomos,
que muestra una relación directa entre la distancia de un objeto remoto (como
una galaxia) y la velocidad con la que este se aleja. Si esta expansión ha sido
continua a lo largo de la vida del universo, entonces en el pasado estos
objetos distantes que siguen alejándose tuvieron que estar una vez juntos. Esta
idea da pie a la teoría del Big Bang; el modelo dominante en la cosmología
actual.
Durante
la era más temprana del Big Bang, se cree que el universo era un caliente
y denso plasma. Según avanzó la expansión, la temperatura decreció hasta
el punto en que se pudieron formar los átomos. En aquella época, la energía de
fondo se desacopló de la materia y fue libre de viajar a través del espacio. La
energía remanente continuó enfriándose al expandirse el universo y hoy forma
el fondo cósmico de microondas. Esta radiación de fondo es remarcablemente
uniforme en todas direcciones, circunstancia que los cosmólogos han intentado explicar
como reflejo de un periodo temprano de inflación cósmica después
del Big Bang.
El
examen de las pequeñas variaciones en el fondo de radiación de microondas
proporciona información sobre la naturaleza del universo, incluyendo la edad y
composición. La edad del universo desde el Big Bang, de acuerdo
a la información actual proporcionada por el WMAP de la NASA, se
estima en unos 13.700 millones de años, con un margen de error de un 1 %
(137 millones de años). Otros métodos de estimación ofrecen diferentes rangos
de edad, desde 11 000 millones a 20 000 millones.
Sopa
primigenia
Hasta
hace poco, la primera centésima de segundo era más bien un misterio, impidiendo
a los científicos describir exactamente cómo era el universo. Los nuevos
experimentos en el RHIC, en el Brookhaven National Laboratory, han
proporcionado a los físicos una luz en esta cortina de alta energía, de tal
manera que pueden observar directamente los tipos de comportamiento que pueden
haber tomado lugar en ese instante.7
En
estas energías, los quarks que componen los protones y
los neutrones no estaban juntos, y una mezcla densa supercaliente de
quarks y gluones, con algunos electrones, era todo lo que podía existir en
los microsegundos anteriores a que se enfriaran lo suficiente para formar el tipo
de partículas de materia que observamos hoy en día.8
Protogalaxias
Los
rápidos avances acerca de lo que pasó después de la existencia de la materia
aportan mucha información sobre la formación de las galaxias. Se cree que las
primeras galaxias eran débiles "galaxias enanas" que emitían tanta
radiación que separarían los átomos gaseosos de sus electrones. Este gas, a su
vez, se estaba calentando y expandiendo, y tenía la posibilidad de obtener la
masa necesaria para formar las grandes galaxias que conocemos hoy.910
Destino
final
El
destino final del universo tiene diversos modelos que explican lo que sucederá
en función de diversos parámetros y observaciones. De acuerdo con
la teoría general de la relatividad el destino final más probable
dependerá del valor auténtico de la densidad de materia, en función de ese
parámetro se barajan dos tipos de finales:
· El Big
Crunch (Gran Implosión) que sucederá si el universo tiene una densidad de
materia por encima de la densidad crítica, al punto de que sea capaz de
decelerar su expansión hasta detenerla y llegar a invertirla. Así la materia
recondensaría en una gran implosión guiada por la gravedad.
· El Big
Rip (Gran desgarramiento) que sucederá si eventualmente la densidad está
por debajo de un valor crítico, los cúmulos de galaxias acabarían acercándose y
formando grandes agujeros negros, del tipo que se supone existe en el centro de
muchas galaxias. Esos agujeros negros pueden considerarse como un rasgado o
desgarramiento del espacio-tiempo.
A
partir de los años 1990 se comprobó que el universo parece tener
una expansión acelerada, hecho que dentro de la relatividad general solo
es explicable acudiendo a un mecanismo de tipo constante cosmológica. No
se conoce si ese hecho puede dar lugar a un tercer tipo de final.
Big
Crunch o la Gran Implosión
Es
posible que el inmenso aro que rodeaba a las galaxias sea una forma de materia
que resulta invisible desde la Tierra. Esta materia oscura tal
vez constituya el 99 % de todo lo que hay en el universo.[cita requerida]
Si
el universo es suficientemente denso, es posible que la fuerza
gravitatoria de toda esa materia pueda finalmente detener la expansión
inicial, de tal manera que el universo volvería a contraerse, las galaxias
empezarían a retroceder, y con el tiempo colisionarían entre sí. La temperatura
se elevaría, y el universo se precipitaría hacia un destino catastrófico en el
que quedaría reducido nuevamente a un punto.
Algunos
físicos han especulado que después se formaría otro universo, en cuyo caso se
repetiría el proceso. A esta teoría se la conoce como la teoría
del universo oscilante.
Hoy
en día esta hipótesis parece incorrecta, pues a la luz de los últimos datos
experimentales, el Universo se está expandiendo cada vez más rápido.
Big
Rip o Gran Desgarramiento
El Gran
Desgarramiento o Teoría de la Eterna Expansión, llamado en inglés Big
Rip, es una hipótesis cosmológica sobre el destino último del
universo. Este posible destino final del universo depende de la cantidad
de energía oscura existente en el Universo. Si el universo contiene
suficiente energía oscura, podría acabar en un desgarramiento de toda
la materia.
El
valor clave es w, la razón entre la presión de la energía oscura
y su densidad energética. A w < -1, el universo acabaría por
ser desgarrado. Primero, las galaxias se separarían entre sí, luego
la gravedad sería demasiado débil para mantener integrada cada galaxia.
Los sistemas planetarios perderían su cohesión gravitatoria. En los
últimos minutos, se desbaratarán estrellas y planetas, y
los átomos serán destruidos.
Los
autores de esta hipótesis calculan que el fin del tiempo ocurriría
aproximadamente 3,5×1010 años después del Big Bang, es decir, dentro de
2,0×1010 años.
Una
modificación de esta teoría denominada Big Freeze, aunque poco aceptada,[cita requerida] afirma
que el universo continuaría su expansión sin provocar un Big Rip.
Descripción
física
Tamaño
Muy
poco se conoce con certeza sobre el tamaño del universo. Puede tener una
longitud de billones de años luz o incluso tener un tamaño infinito.11 Un
artículo de 200312 dice establecer una cota inferior de
24 gigaparsecs (78 000 millones de años luz) para el tamaño del
universo, pero no hay ninguna razón para creer que esta cota está de alguna
manera muy ajustada (Véase forma del Universo).
El
universo observable (o visible), que consiste en toda la materia
y energía que podía habernos afectado desde el Big Bang dada la
limitación de la velocidad de la luz, es ciertamente finito.
La distancia comóvil al extremo del universo visible ronda los 46.500
millones de años luz en todas las direcciones desde la Tierra. Así, el universo
visible se puede considerar como una esfera perfecta con la Tierra en el
centro, y un diámetro de unos 93 000 millones de años luz.13 Hay que
notar que muchas fuentes han publicado una amplia variedad de cifras
incorrectas para el tamaño del universo visible: desde 13 700 hasta
180 000 millones de años luz. (Véase universo observable).
En
el Universo las distancias que separan los astros son tan grandes que, si las
quisiéramos expresar en metros, tendríamos que utilizar cifras muy grandes.
Debido a ello, se utiliza como unidad de longitud el año luz, que
corresponde a la distancia que recorre la luz en un año.
Anteriormente,
el modelo de universo más comúnmente aceptado era el propuesto por Albert
Einstein en su Relatividad General, en la que propone un universo
"finito pero ilimitado", es decir, que a pesar de tener un volumen
medible no tiene límites, de forma análoga a la superficie de una esfera, que
es medible pero ilimitada. Esto era propio de un universo esférico. Hoy,
gracias a las últimas observaciones realizadas por el WMAPde la NASA, se
sabe que tiene forma plana. Aunque no se descarta un posible universo plano
cerrado sobre sí mismo.
Forma
Una
pregunta importante abierta en cosmología es la forma del universo.
Matemáticamente, ¿qué 3-variedad representa mejor la parte espacial
del universo?
Si
el universo es espacialmente plano, se desconoce si las reglas de
la geometría Euclidiana serán válidas a mayor escala. Actualmente
muchos cosmólogos creen que el Universo observable está muy cerca de ser
espacialmente plano, con arrugas locales donde los objetos masivos distorsionan
el espacio-tiempo, de la misma forma que la superficie de un lago es casi
plana. Esta opinión fue reforzada por los últimos datos del WMAP, mirando
hacia las "oscilaciones acústicas" de las variaciones de temperatura
en la radiación de fondo de microondas.14
Por
otra parte, se desconoce si el universo es conexo. El universo no tiene
cotas espaciales de acuerdo al modelo estándar del Big Bang, pero sin embargo
debe ser espacialmente finito (compacto). Esto se puede comprender utilizando
una analogía en dos dimensiones: la superficie de una esfera no tiene límite,
pero no tiene un área infinita. Es una superficie de dos dimensiones con
curvatura constante en una tercera dimensión. La 3-esfera es un
equivalente en tres dimensiones en el que las tres dimensiones están
constantemente curvadas en una cuarta.
Si
el universo fuese compacto y sin cotas, sería posible, después de viajar una
distancia suficiente, volver al punto de partida. Así, la luz de las estrellas
y galaxias podría pasar a través del universo observable más de una vez. Si el
universo fuese múltiplemente conexo y suficientemente pequeño (y de un tamaño
apropiado, tal vez complejo) entonces posiblemente se podría ver una o varias
veces alrededor de él en alguna (o todas) direcciones. Aunque esta posibilidad
no ha sido descartada, los resultados de las últimas investigaciones de
la radiación de fondo de microondas hacen que esto parezca
improbable.
Color
Café
con leche cósmico, el color del universo.
Históricamente
se ha creído que el Universo es de color negro, pues es lo que observamos al
momento de mirar al cielo en las noches despejadas. En 2002, sin embargo, los
astrónomos Karl Glazebrook e Ivan Baldry afirmaron en
un artículo científico que el universo en realidad es de un color que
decidieron llamar café con leche cósmico.1516 Este estudio se basó en la
medición del rango espectral de la luz proveniente de un gran volumen del
Universo, sintetizando la información aportada por un total de más de
200.000 galaxias.
Homogeneidad
e isotropía
Mientras
que la estructura está considerablemente fractalizada a nivel local
(ordenada en una jerarquía de racimo), en los órdenes más altos de distancia el
universo es muy homogéneo. A estas escalas la densidad del universo es muy
uniforme, y no hay una dirección preferida o significativamente asimétrica en
el universo. Esta homogeneidad e isotropía es un requisito de
la Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker empleada en los
modelos cosmológicos modernos.17
La
cuestión de la anisotropía en el universo primigenio fue
significativamente contestada por el WMAP, que buscó fluctuaciones en la
intensidad del fondo de microondas.18 Las medidas de esta anisotropía han
proporcionado información útil y restricciones sobre la evolución del Universo.
Hasta
el límite de la potencia de observación de los instrumentos astronómicos, los
objetos irradian y absorben la energía de acuerdo a las mismas leyes
físicas a como lo hacen en nuestra propia galaxia.19 Basándose en esto,
se cree que las mismas leyes y constantes físicas son universalmente aplicables
a través de todo el universo observable. No se ha encontrado ninguna prueba
confirmada que muestre que las constantes físicas hayan variado desde el Big
Bang.20
Composición
El
universo observable actual parece tener un espacio-tiempo geométricamente
plano, conteniendo una densidad masa-energía equivalente a 9,9 × 10−30 gramos
por centímetro cúbico. Los constituyentes primarios parecen consistir en un
73 % de energía oscura, 23 % de materia oscura fría y
un 4 % de átomos. Así, la densidad de los átomos equivaldría a un núcleo
de hidrógeno sencillo por cada cuatro metros cúbicos de volumen.21
La naturaleza exacta de la energía oscura y la materia oscura fría sigue siendo
un misterio. Actualmente se especula con que el neutrino, (una partícula
muy abundante en el universo), tenga, aunque mínima, una masa. De comprobarse
este hecho, podría significar que la energía y la materia oscura no existen.
Durante
las primeras fases del Big Bang, se cree que se formaron las mismas
cantidades de materia y antimateria. Materia y antimateria deberían
eliminarse mutuamente al entrar en contacto, por lo que la actual existencia de
materia (y la ausencia de antimateria) supone una violación de la simetría
CP (Véase Violación CP), por lo que puede ser que las partículas y
las antipartículas no tengan propiedades exactamente iguales o simétricas, o
puede que simplemente las leyes físicas que rigen el universo favorezcan la
supervivencia de la materia frente a la antimateria. En este mismo sentido,
también se ha sugerido que quizás la materia oscura sea la causante
de la bariogénesis al interactuar de distinta forma con la materia
que con la antimateria.
Antes
de la formación de las primeras estrellas, la composición química del universo
consistía primariamente en hidrógeno (75 % de la masa total),
con una suma menor de helio-4 (4He) (24 % de la masa total) y el
resto de otros elementos.25 Una pequeña porción de estos elementos estaba en
la forma del isótopo deuterio (²H), helio-3 (³He)
y litio (7Li).26 La materia interestelar de las galaxias
ha sido enriquecida sin cesar por elementos más pesados, generados
por procesos de fusión en la estrellas, y diseminados como resultado
de las explosiones de supernovas, los vientos estelares y la expulsión de
la cubierta exterior de estrellas maduras.27
El Big
Bang dejó detrás un flujo de fondo de fotones y neutrinos. La
temperatura de la radiación de fondo ha decrecido sin cesar con la expansión
del universo y ahora fundamentalmente consiste en la energía de microondas
equivalente a una temperatura de 2,725 K.28 La densidad del fondo de
neutrinos actual es sobre 150 por centímetro cúbico.29
Véase
también: Abundancia de los elementos químicos
Estructura
cuántica
Según
la física moderna, el Universo es un sistema cuántico aislado, un campo
unificado de ondas que entra en decoherencia al tutor de la observación o
medición. En tal virtud, en última instancia, el entorno del Universo sería no
local y no determinista
Multiversos
Los cosmólogos
teóricos estudian modelos del conjunto espacio-tiempo que
estén conectados, y buscan modelos que sean consistentes con los modelos
físicos cosmológicos del espacio-tiempo en la escala del universo
observable. Sin embargo, recientemente han tomado fuerza teorías que contemplan
la posibilidad de multiversos o varios universos coexistiendo
simultáneamente. Según la recientemente enunciada Teoría de
Multiexplosiones se pretende dar explicación a este aspecto, poniendo en
relieve una posible convivencia de universos en un mismo espacio.30
El
universo, ¿una ilusión?
Científicos
del King's College de Londres lograron recrear las condiciones inmediatamente
seguidas al Big Bang a través del conocimiento adquirido durante dos años de
la partícula de Higgs y llegaron a la conclusión de que,
posiblemente, el universo colapsó, hasta dejar de existir casi tan pronto
cuando empezó,31 lo que plantea la idea de que todo lo que vemos no existe y
solo es el pasado de los astros.32
Estructuras
agregadas del universo
Las
galaxias
A
gran escala, el universo está formado por galaxias y agrupaciones de
galaxias. Las galaxias son agrupaciones masivas de estrellas, y son las
estructuras más grandes en las que se organiza la materia en el universo. A
través del telescopio se manifiestan como manchas luminosas de diferentes
formas. A la hora de clasificarlas, los científicos distinguen entre las
galaxias del Grupo Local, compuesto por las treinta galaxias más cercanas
y a las que está unida gravitacionalmente nuestra galaxia (la Vía Láctea),
y todas las demás galaxias, a las que llaman "galaxias exteriores".
Las
galaxias están distribuidas por todo el universo y presentan características
muy diversas, tanto en lo que respecta a su configuración como a su antigüedad.
Las más pequeñas abarcan alrededor de 3000 millones de estrellas, y las
galaxias de mayor tamaño pueden llegar a abarcar más de un billón de astros.
Estas últimas pueden tener un diámetro de 170 000 años luz,
mientras que las primeras no suelen exceder de los 6000 años luz.
Además
de estrellas y sus astros asociados (planetas, asteroides, etc...), las
galaxias contienen también materia interestelar, constituida por polvo y
gas en una proporción que varía entre el 1 y el 10 % de su masa.
Se
estima que el universo puede estar constituido por unos
100 000 millones de galaxias, aunque estas cifras varían en función
de los diferentes estudios.
Formas
de galaxias
La
creciente potencia de los telescopios, que permite observaciones cada vez más
detalladas de los distintos elementos del universo, ha hecho posible una
clasificación de las galaxias por su forma. Se han establecido así cuatro tipos
distintos: galaxias elípticas, espirales, espirales barradas e irregulares.
Galaxias
elípticas
En
forma de elipse o de esferoide, se caracterizan por carecer de una estructura
interna definida y por presentar muy poca materia interestelar. Se consideran
las más antiguas del universo, ya que sus estrellas son viejas y se encuentran
en una fase muy avanzada de su evolución.
Galaxias
lenticulares
Las
galaxias de este tipo fueron en su momento galaxias espirales, pero consumieron
o perdieron gran parte de materia interestelar, por lo que hoy carecen de
brazos espirales y solo presenta su núcleo. Aunque a veces existe cierta
cantidad de materia interestelar, sobre todo polvo, que se agrupa en forma de
disco alrededor de esta. Estas galaxias constituyen alrededor del 3 % de
las galaxias del universo.
Galaxias
espirales
Están
constituidas por un núcleo central y dos o más brazos en espiral, que parten
del núcleo. Este se halla formado por multitud de estrellas y apenas tiene
materia interestelar, mientras que en los brazos abunda la materia interestelar
y hay gran cantidad de estrellas jóvenes, que son muy brillantes. Alrededor del
75 % de las galaxias del universo son de este tipo.
Galaxia
espiral barrada
Es
un subtipo de galaxia espiral, caracterizados por la presencia de una barra central
de la que típicamente parten dos brazos espirales. Este tipo de galaxias
constituyen una fracción importante del total de galaxias espirales. La Vía
Láctea es una galaxia espiral barrada.
Galaxias
irregulares
Incluyen
una gran diversidad de galaxias, cuyas configuraciones no responden a las tres
formas anteriores, aunque tienen en común algunas características, como la de
ser casi todas pequeñas y contener un gran porcentaje de materia interestelar.
Se calcula que son irregulares alrededor del 5 % de las galaxias del
universo.
La
Vía Láctea
La Vía
Láctea es nuestra galaxia. Según las observaciones, posee una masa de
1012 masas solares y es de tipo espiral barrada. Con un diámetro
medio de unos 100 000 años luz se calcula que contiene unos
200 000 millones de estrellas, entre las cuales se encuentra el Sol.
La distancia desde el Sol al centro de la galaxia es de alrededor de
27 700 años luz (8,5 kpc) A simple vista, se observa como una estela
blanquecina de forma elíptica, que se puede distinguir en las noches
despejadas. Lo que no se aprecian son sus brazos espirales, en uno de los
cuales, el llamado brazo de Orión, está situado nuestro sistema solar, y
por tanto la Tierra.
El
núcleo central de la galaxia presenta un espesor uniforme en todos sus puntos, salvo
en el centro, donde existe un gran abultamiento con un grosor máximo de
16 000 años luz, siendo el grosor medio de unos 6000 años luz.
Todas
las estrellas y la materia interestelar que contiene la Vía Láctea, tanto
en el núcleo central como en los brazos, están situadas dentro de un disco de
100 000 años luz de diámetro, que gira sobre su eje a una velocidad lineal
superior a los 216 km/s.
Las
constelaciones
Tan
solo tres galaxias distintas a la nuestra son visibles a simple vista. Tenemos
la Galaxia de Andrómeda, visible desde el Hemisferio Norte; la Gran
Nube de Magallanes, y la Pequeña Nube de Magallanes, en el Hemisferio Sur
celeste. El resto de las galaxias no son visibles al ojo desnudo sin ayuda de
instrumentos. Sí que lo son, en cambio, las estrellas que forman parte de
la Vía Láctea. Estas estrellas dibujan a menudo en el cielo figuras
reconocibles, que han recibido diversos nombres en relación con su aspecto.
Estos grupos de estrellas de perfil identificable se conocen con el nombre
de constelaciones. La Unión Astronómica Internacional agrupó
oficialmente las estrellas visibles en 88 constelaciones, algunas de ellas muy
extensas, como Hidra o la Osa Mayor, y otras muy pequeñas
como Flecha y Triángulo.
Las
estrellas
Son
los elementos constitutivos más destacados de las galaxias. Las estrellas
son enormes esferas de gas que brillan debido a sus gigantescas reacciones
nucleares. Cuando debido a la fuerza gravitatoria, la presión y a la
temperatura del interior de una estrella que sea suficientemente intensa, se
inicia la fusión nuclear de sus átomos, y comienzan a emitir una luz
roja oscura, que después se mueve hacia el estado superior, que es en el que
está nuestro Sol, para posteriormente, al modificarse las reacciones nucleares
interiores, dilatarse y finalmente enfriarse.
Al
acabarse el hidrógeno, se originan reacciones nucleares de elementos más
pesados, más energéticas, que convierten la estrella en una gigante roja. Con
el tiempo, esta se vuelve inestable, a la vez que lanza hacia el espacio
exterior la mayor parte del material estelar. Este proceso puede durar 100
millones de años, hasta que se agota toda la energía nuclear, y la estrella se
contrae por efecto de la gravedad hasta hacerse pequeña y densa, en la forma de
enana blanca, azul o marrón. Si la estrella inicial es varias veces más masiva
que el Sol, su ciclo puede ser diferente, y en lugar de una gigante, puede
convertirse en una supergigante y acabar su vida con una explosión
denominada supernova. Estas estrellas pueden acabar como estrellas de
neutrones. Tamaños aún mayores de estrellas pueden consumir todo su combustible
muy rápidamente, transformándose en una entidad supermasiva llamada agujero
negro.
Los púlsares son
fuentes de ondas de radio que emiten con periodos regulares. La palabra
«púlsar» significa pulsating radio source(fuente de radio pulsante). Se
detectan mediante radiotelescopios y se requieren relojes de
extraordinaria precisión para detectar sus cambios de ritmo. Los estudios
indican que un púlsar es una estrella de neutrones pequeña que gira a
gran velocidad. El más conocido está en la Nebulosa del Cangrejo. Su
densidad es tan grande que una muestra de cuásar del tamaño de una bola de
bolígrafo tendría una masa de cerca de 100 000 toneladas. Su campo
magnético, muy intenso, se concentra en un espacio reducido. Esto lo acelera y
lo hace emitir gran cantidad de energía en haces de radiación que aquí
recibimos como ondas de radio.
La
palabra «cuásar» es un acrónimo de quasi stellar radio source (fuentes
de radio casi estelares). Se identificaron en la década de 1950. Más tarde se
vio que mostraban un desplazamiento al rojo más grande que cualquier otro
objeto conocido. La causa era el Efecto Doppler, que mueve el espectro
hacia el rojo cuando los objetos se alejan. El primer cuásar estudiado,
denominado 3C 273, está a 1500 millones de años luz de la
Tierra. A partir de 1980 se han identificado miles de cuásares, algunos
alejándose de nosotros a velocidades del 90 % de la de la luz.
Se
han descubierto cuásares a 12 000 millones de años luz de la Tierra;
prácticamente la edad del universo. A pesar de las enormes distancias, la
energía que llega en algunos casos es muy grande, equivalente a la recibida
desde miles de galaxias: como ejemplo, el s50014+81 es unas
60 000 veces más brillante que toda la Vía Láctea.
Los
planetas
Los
planetas son cuerpos que giran en torno a una estrella y que, según la
definición de la Unión Astronómica Internacional, deben cumplir además la
condición de haber limpiado su órbita de otros cuerpos rocosos importantes, y
de tener suficiente masa como para que su fuerza de gravedad genere un cuerpo
esférico. En el caso de cuerpos que orbitan alrededor de una estrella que no
cumplan estas características, se habla de planetas enanos, planetesimales,
o asteroides. En nuestro Sistema Solar hay 8
planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno,
considerándose desde 2006 a Plutón como un planeta enano. A
finales de 2009, fuera de nuestro sistema solar se habían detectado más de
400 planetas extrasolares, pero los avances tecnológicos están permitiendo
que este número crezca a buen ritmo.
Los
satélites
Los
satélites naturales son astros que giran alrededor de los planetas. El único
satélite natural de la Tierra es la Luna, que es también el
satélite más cercano al sol. A continuación se enumeran los principales
satélites de los planetas del sistema solar (se incluye en el listado
a Plutón, considerado por la UAI como un planeta enano).
· Tierra:
1 satélite → Luna
· Marte:
2 satélites → Fobos, Deimos
· Júpiter:
63 satélites
→ Metis, Adrastea, Amaltea, Tebe, Ío, Europa, Ganimedes, Calisto, Leda, Himalia, Lisitea, Elara, Ananké, Carmé, Pasífae, Sinope...
· Saturno:
59 satélites
→ Pan, Atlas, Prometeo, Pandora, Epimeteo, Jano, Mimas, Encélado, Tetis, Telesto, Calipso, Dione, Helena, Rea, Titán, Hiperión, Jápeto, Febe...
· Urano:
15 satélites
→ Cordelia, Ofelia, Bianca, Crésida, Desdémona, Julieta, Porcia, Rosalinda, Belinda, Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, Oberón.
· Neptuno:
8 satélites
→ Náyade, Talasa, Despina, Galatea, Larisa, Proteo, Tritón, Nereida
· Plutón:
5 satélites
→ Caronte, Nix, Hidra, Cerbero y Estigia
Asteroides
y cometas
En aquellas
zonas de la órbita de una estrella en las que, por diversos motivos, no se ha
producido la agrupación de la materia inicial en un único cuerpo dominante
o planeta, aparecen los discos de asteroides: objetos rocosos de muy
diversos tamaños que orbitan en grandes cantidades en torno a la estrella,
chocando eventualmente entre sí. Cuando las rocas tienen diámetros inferiores a
50 m se denominan meteoroides. A consecuencia de las colisiones,
algunos asteroides pueden variar sus órbitas, adoptando trayectorias muy
excéntricas que periódicamente les acercan la estrella. Cuando la composición
de estas rocas es rica en agua u otros elementos volátiles, el acercamiento a
la estrella y su consecuente aumento de temperatura origina que parte de su
masa se evapore y sea arrastrada por el viento solar, creando una larga
cola de material brillante a medida que la roca se acerca a la estrella. Estos
objetos se denominan cometas. En nuestro sistema solar hay dos grandes
discos de asteroides: uno situado entre las órbitas
de Marte y Júpiter, denominado el Cinturón de asteroides, y
otro mucho más tenue y disperso en los límites del sistema solar, a
aproximadamente un año luz de distancia, denominado Nube de
Oort.
Indicios
de un comienzo
La teoría
general de la relatividad, que fue publicada por Albert
Einstein en 1916, implicaba que el cosmos se hallaba en expansión o
en contracción. Pero este concepto era totalmente opuesto a la noción de un
universo estático, aceptada entonces hasta por el propio Einstein. De ahí que
este incluyera en sus cálculos lo que denominó “constante cosmológica”, ajuste
mediante el cual intentaba conciliar su teoría con la idea aceptada de un
universo estático e inmutable. Sin embargo, ciertos descubrimientos que se
sucedieron en los años veinte llevaron a Einstein a decir que el ajuste que
había efectuado a su teoría de la relatividad era el ‘mayor error de su vida’.
Dichos descubrimientos se realizaron gracias a la instalación de un
enorme telescopio de 254 centímetros en el monte
Wilson (California). Las observaciones formuladas en los años veinte con
la ayuda de este instrumento demostraron que el universo se halla en expansión.
Hasta
entonces, los mayores telescopios solo permitían identificar
las estrellas de nuestra galaxia, la Vía Láctea, y aunque
se veían borrones luminosos, llamados nebulosas, por lo general se tomaban por
remolinos de gas existentes en nuestra galaxia. Gracias a la mayor potencia
del telescopio del monte Wilson, Edwin Hubble logró
distinguir estrellas en aquellas nebulosas. Finalmente se descubrió que
los borrones eran lo mismo que la Vía Láctea: galaxias. Hoy se cree
que hay entre 50 000 y 125 000 millones de galaxias, cada una
con cientos de miles de millones de estrellas.
A
finales de los años veinte, Hubble también descubrió que las galaxias se alejan
de nosotros, y que lo hacen más velozmente cuanto más lejos se hallan.
Los astrónomos calculan la tasa de recesión de las galaxias mediante
el espectrógrafo, instrumento que mide el espectro de la luz procedente de
los astros. Para ello, dirigen la luz que proviene de estrellas
lejanas hacia un prisma, que la descompone en los colores que la integran.
La
luz de un objeto es rojiza (fenómeno llamado corrimiento al rojo) si este
se aleja del observador, y azulada (corrimiento al azul) si se le
aproxima. Cabe destacar que, salvo en el caso de algunas galaxias cercanas,
todas las galaxias conocidas tienen líneas espectrales desplazadas hacia
el rojo. De ahí infieren los científicos que el universo se expande de
forma ordenada. La tasa de dicha expansión se determina midiendo el grado de
desplazamiento al rojo. ¿Qué conclusión se ha extraído de la expansión del
cosmos? Pues bien, un científico invitó al público a analizar el proceso a la
inversa —como una película de la expansión proyectada en retroceso— a fin de
observar la historia primitiva del universo. Visto así, el cosmos parecería
estar en recesión o contracción, en vez de en expansión y retornaría finalmente
a un único punto de origen.
El famoso
físico Stephen Hawking concluyó lo siguiente en su
libro Agujeros negros y pequeños universos (y otros ensayos), editado
en 1993: “La ciencia podría afirmar que el universo tenía que haber
conocido un comienzo”. Pero hace años, muchos expertos rechazaban que el
universo hubiese tenido principio. El famoso científico Fred Hoyle no
aceptaba que el cosmos hubiera surgido mediante lo que llamó burlonamente ‘a
big bang’ (una gran explosión). Uno de los argumentos que esgrimía era que, de
haber existido un comienzo tan dinámico, deberían conservarse residuos de aquel
acontecimiento en algún lugar del universo: tendría que haber radiación
fósil, por así decirlo; una leve luminiscencia residual.
El
diario The New York Times (8 de marzo de 1998) indicó que hacia 1965
“los astrónomos Arno Penzias y Robert Wilson descubrieron
la omnipresente radiación de fondo: el destello residual de
la explosión primigenia”. El artículo añadió: “Todo indicaba que la teoría
[de la gran explosión] había triunfado”.
Pero
en los años posteriores al hallazgo se formuló esta objeción: Si el modelo de
la gran explosión era correcto, ¿Por qué no se habían detectado leves
irregularidades en la radiación? (La formación de las galaxias habría requerido
un universo que contase con zonas más frías y densas que permitieran la fusión
de la materia.) En efecto, los experimentos realizados por Penzias y Wilson
desde la superficie terrestre no revelaban tales irregularidades.
Por
esta razón, la NASA lanzó en noviembre de 1989 el
satélite COBE (siglas de Explorador del Fondo Cósmico, en inglés),
cuyos descubrimientos se calificaron de cruciales. “Las ondas que
detectó su radiómetro diferencial de microondas correspondían a las
fluctuaciones que dejaron su impronta en el cosmos y que hace miles de millones
de años llevaron a la formación de las galaxias.”
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