NUESTRO LUGAR EN EL UNIVERSO
1.- COMPOSICIÓN DEL UNIVERSO
El Universo está lleno de materia y la fuerza atractiva de la gravedad hace que la materia tienda a aglutinarse (juntarse). Pero las observaciones del Telescopio Espacial Hubble de supernovas muy distantes, demostraron que el Universo se está expandiendo, de hecho lo hace cada más rápidamente. Esto implica que el Universo no ha estado reduciendo su velocidad de expansión debido a la gravedad, como todos suponían, sino todo lo contrario, la ha estado incrementando. Nadie esperaba esto, nadie sabía cómo explicarlo. Pero algo estaba provocando esta aceleración cósmica.
Se desconoce más de lo que se sabe. Sabemos que se expande y para ello se necesita energía. A esa energía responsable de la expansión del Universo se le denomina energía oscura. Sabemos cuánta energía oscura hay porque sabemos cómo ésta afecta a la expansión del Universo. También sabemos que hay materia oscura y lo sabemos porque las fuerzas gravitatorias intergalácticas son superiores a lo que les correspondería por su masa.
Aparte de eso, es un completo misterio. Resulta ser que aproximadamente el 75 % del Universo es energía oscura. La materia oscura constituye aproximadamente el 21 %. El resto – la Tierra y todo lo observado por nuestros instrumentos, toda la materia normal– totaliza menos del 4% del Universo. Pensándolo bien no se le debería llamar materia “normal”, puesto que la misma representa tan sólo una pequeña fracción del Universo y, además sólo es observable aproximadamente un 0,4 % de la misma pues el resto (3,6 % restante) es materia no visible (agujeros negros y gas intergaláctico).
De ese 0,4 % que nos es más “familiar” el reparto proporcional sería de la siguiente forma:
Destaca claramente la cantidad de hidrógeno que es el elemento más simple y componente fundamental, junto con el helio de las estrellas.
2.- LA TEORIA DEL BIG BANG Y EL ORIGEN DEL UNIVERSO
En el origen del Universo se supone que la materia es un punto de densidad infinita, que en un momento dado hace unos 13700 millones de años "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, neutrinos, fotones y un largo etcétera hasta más de 89 partículas conocidas hoy en día.
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.
En cuanto al futuro del universo existen cuatro hipótesis sobre los futuros posibles del universo:
• Si el universo albergara bastante cantidad de materia, la fuerza de la gravedad acabaría por detener la expansión y convertirla en una contracción que culminaría en una Gran Implosión. Un universo de este tipo se denomina cerrado.
• Si por el contrario, no hubiera suficiente materia, la expansión continuaría indefinidamente. Un universo así recibe el calificativo de abierto.
• Hay bastantes indicios observacionales que sugieren que el universo es plano, es decir, que se encuentra en el punto de equilibrio entre abierto y cerrado. Eso implica que el universo se expandirá por siempre, cada vez a un ritmo más lento pero sin llegar nunca a detenerse.
• Finalmente otra posibilidad consiste en que la expansión se acelere. Las supernovas observadas en galaxias lejanas en 1998 parecían un 20% más débiles de lo que sería de esperar si el universo fuera plano o abierto. Esto apunta que la expansión se ha acelerado durante los últimos miles de millones de años y ha alejado las galaxias cada vez más de nosotros.
Al parecer, la alternativa más probable sea que la expansión continúe en cualquiera de sus formas.
2.1.- Pruebas del Big Bang. Efecto Doppler.
El efecto Doppler es el cambio de longitud de onda y de frecuencia, ya sean sonoras, luminosas o de cualquier otro tipo, cuando el emisor de las ondas se acerca o se aleja del observador.
Un coche en reposo emite un sonido que es captado con igual frecuencia por personas que se encuentran a la misma distancia. Pero ese mismo sonido se capta más agudo por una persona a la que se acerca el coche (zona A) debido a que la longitud de onda se hace más corta y más grave por una persona de la que se acerca el coche (zona B) debido a que la longitud de onda se hace mayor.
De forma similar las ondas de luz emitidas por las galaxias presentarían una desviación hacia el rojo si se alejan de nosotros o hacia el azul si se acercaran. La desviación hacia el rojo indican que se alejan de nosotros.(la Tierra se encontraría en una posición respecto de las galaxias equivalente a la posición B).
3.- LAS ESTRELLAS
- Una estrella es una esfera formada principalmente por hidrógeno y helio que genera constantemente energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía se emite al espacio en forma de radiación electromagnética (principalmente luz), neutrinos y viento estelar (flujo de protones de alta energía).
- Equilibrio entre fuerza gravitatoria (tiende a mantener unida la estrella) y la presión de radiación (tiende a separarla).
3.1.- Origen de las estrellas
- Nacen en nubes moleculares de enormes dimensiones constituidas en su mayor parte por hidrógeno (H2) - La masa de una sola nube puede dar origen a muchísimas estrellas como el Sol.
- Una estrella se forma a partir de fragmentos de la nube molecular que comienzan a contraerse y a girar por acción gravitatoria hasta que alcanza la densidad de una estrella dando lugar a una protoestrella. Durante este proceso, la protoestrella seguirá ganando masa procedente de la nube molecular.
- La rotación de la protoestrella hace que se desarrolle en órbita un disco de materia que puede dar lugar a un sistema planetario.
- Con el tiempo, la protoestrella comienza a hacerse visible (se enciende). En estrellas del tamaño del Sol esto sucede 1 millón de años después de inciarse el colapso gravitatorio.
- 10 millones de años después, la estrella alcanza la temperatura suficiente para que se inicien las reacciones termonucleares en su interior.
- La formación de un sistema planetario a su alrededor requiere de otros 100 millones de años más.
3.2.- Evolución de una estrella
- Se puede decir que a excepción del hidrógeno, que era el elemento químico en los inicios del Universo, el resto de los elementos químicos se han originado en las estrellas.
- La evolución de una estrella va a depender de su masa inicial.
- La masa de una estrella no cambia mucho a lo largo de su vida (la fuerza de la gravedad es similar), lo que cambia es la presión de radiación.
3.2.1.- Etapas
A.- Etapa inicial (Secuencia principal)
Durante esta fase de su vida, la energía se obtiene a partir de reacciones termonucleares de fusión usando hidrógeno como combustible. Los núcleos de hidrógeno se fusionan (fusión nuclear) y dan lugar a helio.
La duración de esta etapa va a depender del tamaño de la estrella (y de la cantidad de H que tenga en su núcleo). Una estrella del tamaño del Sol durará unos 10.000 millones de años en esta fase. Una estrella 10 veces mayor que el Sol estará en esta fase sólo unos 100 millones de años ya que consume el H a mayor velocidad.
Cuando la estrella agota casi todo el H de su núcleo no puede mantener las reacciones termonucleares y se hunde bajo su propio peso. Como consecuencia se calienta más y es capaz de fusionar el He para dar carbono; cuando se agote el He, fusionará el carbono para dar oxígeno.
B.- Fase de gigante y supergigante roja
A partir de aquí, hay dos posibles caminos dependiendo de la masa de la estrella.
Las de masa baja e intermedia:
Éstas no consiguen fusionar los átomos de C y O en elementos más pesados y la fusión del hidrógeno en helio y del helio en carbono y oxígeno se extiende a capas cada vez más superficiales.
La estrella se expande y se vuelve más fría y luminosa, proceso que la convierte en una gigante roja. En el caso del Sol, cuando llegue a esta fase, su tamaño superará al de la órbita de la Tierra.
La dilatación de la envoltura continúa hasta que el núcleo de carbono y oxígeno pierde el control sobre ella y se expande libre en el espacio formando una nebulosa planetaria (nube de gas y polvo) y su núcleo se convierte
en una enana blanca que se irá enfriando progresivamente.
Si se trata de estrellas de gran masa (entre 6 y 10 veces la del Sol) el proceso es muy parecido pero mucho más rápido.
En este caso, la estrella se convierte en una supergigante roja.
Debido a la enorme gravedad de la estrella, el helio seguirá fusionándose convirtiendo el He en carbono, el carbono en neón, el neón en oxígeno, el oxígeno en silicio y finalmente, el silicio en hierro. Cuando se agota el combustible, desaparece la fuerza de radiación que mantenía a la estrella y se produce una implosión seguida de una explosión (supernova) con una luminosidad tal que puede eclipsar a la galaxia donde se encuentre.
Esta explosión da lugar a la formación de elementos pesados como el uranio.
El colapso se detendrá o continuará dependiendo de la masa del núcleo:
- Si el núcleo de la estrella no supera las 8-10 veces la masa del Sol, el colapso se detendrá y la temperatura será tan alta que la materia se convierte en un amasijo de sus componentes más simples: protones, neutrones y electrones, originando una estrella de neutrones o púlsar. Poseen una enorme densidad y emiten luz de forma intermitente como si fueran faros.
4.- FORMACIÓN DE LOS ELEMENTOS.
"Todos somos polvo de estrellas" y no solo es una expresión sino que resume el resultado de varios siglos intentando comprender el funcionamiento de las estrellas y la evolución del universo.
Cuando se descubrió la fusión nuclear se comprendió el proceso que proporcionaba esa inmensa cantidad de energía a partir del hidrógeno. Y, como toda fuente de energía, generaba unos residuos a cambio.
En los cinco primeros minutos después de Bing Bang se formaron los primeros átomos, hidrógeno, helio fundamentalmente. Más tarde aparecieron las primeras estrellas que inicialmente tenían esa misma composición. Desde entonces diversos procesos de fusión han ido generando átomos cada vez más pesados como el calcio o el hierro a partir de elementos menos masivos.
(Ej. formación del carbono)
El problema es que las sucesivas reacciones de fusión cada vez aportan menos energía. Por encima del hierro, la fusión nuclear no produce energía sino que la absorbe. Para conseguir elementos más pesados se cree que hay dos procesos principales. Por un lado una supernova, es decir, la explosión de una estrella. La enorme energía liberada es canalizada, solo en parte, hacia la formación de núcleos más pesados. Átomos como el oro de nuestros anillos o el uranio de los reactores nucleares de fisión. Por otro la lenta absorción de neutrones por parte algunos átomos pesados va aumentando aun más su número atómico. Es un proceso lento que dura miles de años y que complementa al anterior.
La suma de ambos métodos nos ha proporcionado la totalidad de los elementos de la tabla periódica que forman la materia, incluyendo los átomos que hoy forman tu cuerpo.
5.- EL SISTEMA SOLAR
El Sistema Solar tiene un radio de unas 1.000.000 UA (1 UA = distancia Tierra-Sol) y la siguiente composición:
* Sol: es una estrella enana y amarilla, formada por hidrógeno y helio, en su interior se alcanzan los 15 millones de grados centígrados. Concentra el 98% de la masa del sistema solar.
* Los planetas: son cuerpos celestes que orbitan alrededor del Sol. Carecen de luz propia (reflejan la del Sol). Sus órbitas se hallan todas en un mismo plano (eclíptica). Describen un movimiento de traslación (alrededor del Sol) y otro de rotación (sobre sí mismos). Según su composición se clasifican en:
→ interiores o terrestres (Mercurio, Venus, la Tierra y Marte)
→ exteriores o gigantes (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno)
* Los planetas enanos: Esta nueva categoría inferior a planeta la creó la Unión Astronómica Internacional en agosto de 2006. Se trata de cuerpos cuya masa les permite tener forma esférica, pero no es la suficiente para haber atraído o expulsado a todos los cuerpos a su alrededor y que no son satélites de un planeta u otro cuerpo no estelar. Plutón, Ceres, Eris y Xena están dentro de esta categoría.
* Satélites: cuerpos celestes que giran en torno a los planetas.
* Asteroides: Los asteroides son objetos rocosos y metálicos que orbitan alrededor del Sol pero que son demasiado pequeños para ser considerados como planetas. Se conocen como planetas menores.
Se encuentran, sobre todo en el cinturón de asteroides, entre Marte y Júpiter.
* Cometas: pequeños cuerpos celestes que orbitan más allá de Neptuno, en el cinturón de Kuiper.
Formados por hielo y partículas de polvo.
* Meteoritos: Son partículas generalmente pequeñas (5 a 10 cm la mayoría) que procedentes del espacio, caen a la Tierra.
Al entrar en la atmósfera la fricción hace que se calienten y entren en ignición emitiendo luz produciendo un meteoro o estrella fugaz.
5.1.- Formación del sistema solar
Es difícil precisar el origen del Sistema Solar. Los científicos creen que puede situarse hace unos 4.650 millones de años.
La teoría aceptada hoy en día y que explica su origen recibe el nombre de Teoría de los Planetesimales.
Estos son los puntos en que se basa:
→ Una nube de gas y polvo cuyas partículas, por efecto de la gravedad, habrían comenzado a juntarse unas con otras, habría alcanzado la temperatura suficiente para iniciar las reacciones de fusión, apareciendo una estrella que sería el Sol.
→ El resto de la nebulosa, dispuesta alrededor del Sol, comenzaría a enfriarse y sus componentes moleculares se habrían colocado de acuerdo a su densidad y masa por la atracción gravitatoria solar de la manera siguiente:
a.- Los elementos y moléculas más densos serían atraídos con mayor fuerza y quedarían más cerca del Sol, originando los planetas terrestres.
b.- Los componentes gaseosos, más ligeros serían atraídos con menos fuerza y quedarían más lejos, originando los planetas gaseosos.
c.- Habrían aparecido pequeños cuerpos sólidos de distintos tamaños que se atraerían unos contra otros, uniéndose y formando cuerpos cada vez mayores. Estos cuerpos sólidos reciben el nombre de planetesimales.
d.- Finalmente estos planetesimales irían formando los ocho grandes cuerpos que terminarían dando los planetas. Los asteroides son planetesimales que sobraron. Más allá de Neptuno quedaron restos gaseosos congelados formando los cometas; Plutón sería un objeto cometario atraído posteriormente por la gravedad del Sistema Solar.
Los satélites más grandes se formarían igual que los planetas y otros serían asteroides y cometas capturados.
5.2.- Clasificación de los planetas.
La clasificación de estos objetos es materia de algunas controversias menores. Tradicionalmente, el sistema solar se ha dividido en planetas (los grandes cuerpos que giran alrededor del Sol), sus satélites (también llamados lunas, objetos de tamaño variable girando alrededor de los planetas), asteroides (pequeños cuerpos densos orbitando el Sol) y cometas (pequeños cuerpos, principalmente de hielo, con órbitas muy excéntricas). Desafortunadamente, el sistema solar se ha revelado como mucho más complejo de lo que esta clasificación parece sugerir:
• Hay varias lunas mayores que Plutón (hoy en día no se considera un planeta) y dos mayores que Mercurio;
• Hay varias pequeñas lunas que parecen ser asteroides capturados;
• A veces los cometas no se pueden distinguir de los asteroides;
• Los objetos del Cinturón de Kuiper y otros como Chirón no encajan bien en este esquema;
• Los sistemas Tierra-Luna y Plutón-Caronte a veces son cosiderados "planetas dobles".
Se pueden sugerir otras clasificaciones basadas en la composición química y/o el punto de origen que intentan ser más válidas fisicamente. Pero normalmente acaban con demasiadas clases o demasiadas excepciones. Lo fundamental es que muchos cuerpos son únicos; nuestros conocimientos actuales son insuficientes para establecer categorías claras. En las páginas siguientes usaré las categorías convencionales.
Los nueve cuerpos habitualmente denominados planetas son clasificados a menudo de otras formas:
• por composición:
o planetas terrestres o rocosos: Mercurio, Venus, Tierra, y Marte:
Los planetas terrestres están compuestos primordialmente de roca y metal y tienen densidades relativamente altas, rotaciones lentas, superficies sólidas, carecen de anillo y tienen pocos satélites.
o planetas jovianos o gaseosos : Júpiter, Saturno, Urano, y Neptuno:
Los planetas gaseosos están compuestos primordialmente de hidrógeno y helio y, generalmente, tienen densidades bajas, rotación rápida, atmósferas profundas, anillos y muchos satélites.
o Plutón.
• por tamaño:
o pequeños planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte y Plutón.
Los planetas pequeños tienen diámetros menores de 13.000 km.
o planetas gigantes: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.
Los planetas gigantes tienen diámetros mayores de 48000 km.
o Mercurio y Plutón son denominados a veces planetas inferiores (no se debe confundir con planetas menores que es el término oficial para los asteroides). Los planetas gigantes son denominados a veces gigantes gaseosos.
• por su posición en relación al Sol:
o planetas interiores: Mercurio, Venus, Tierra y Marte.
o planetas exteriores: Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón.
o El cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter forma la frontera entre el sistema solar interno y el sistema solar externo.