1. UNA MIRADA AL CIELO

1.1 Constelaciones

Desde tiempos remotos, al hombre le ha gustado contemplar las estrellas. Mucho antes de nuestra era, los astrónomos chinos y egipcios establecieron las direcciones en el cielo con relación a ciertas agrupaciones de estrellas brillantes: así nacieron las constelaciones que según las civilizaciones se asocian a animales o personajes mitológicos y legendarios. Los nombres actuales de las constelaciones del hemisferio Norte provienen de la mitología griega, mientras que los nombres de las constelaciones australes son más recientes y están relacionados con los descubrimientos de los navegadores a partir del siglo XVII. 

Hay que señalar que una constelación es una agrupación de estrellas más o menos arbitrarias sin ninguna relación física que incluso están situadas a distancias muy diferentes unas de otras. En una escala del tiempo del orden de 200.000 años se constata que las constelaciones se deforman porque sus estrellas se desplazan. Así, los hombres prehistóricos tenían una visión del cielo muy diferente a la nuestra.

En una misma constelación se designan las estrellas por las letras sucesivas del alfabeto griego (a, b, c, d ...) en general por orden de brillo decreciente, algunas veces siguiendo las letras sucesivas del alfabeto griego.

1.2 Estrellas en el hemisferio Norte

Alrededor del polo boreal la primera constelación que se puede reconocer es la Osa Mayor, circumpolar para toda Europa que es visible en todo momento en una noche sin nubes. Las estrellas más brillantes de esta constelación dibujan una cacerola; en cuanto a las estrellas a y b de esta constelación se les llama “los guardianes”. La línea de los guardianes, prolongada desde b hacia a cinco veces la distancia angular hacia la parte alta de la cacerola, conduce a la estrella polar que está a menos de un grado del polo celeste Norte, y permite de esta manera orientarse en la noche ya que señala la dirección Norte. La estrella polar es la estrella a de una constelación llamada la Osa Menor. Entre las dos osas se desarrollan las sinusoidades de Dragón cuya estrella a fue polar hace 5.000 años. En el lado opuesto de la Osa Mayor, con relación a la Polar, sensiblemente a la misma distancia angular se encuentra la forma de una W muy abierta, característica de la constelación de Casiopea.



Las constelaciones de la puesta y el amanecer pueden empezar a localizarse de la siguiente manera. Si se prolonga la línea d - a de la Osa Mayor alrededor de cinco veces su longitud, se encuentra la estrella, Capella (a Cochero), la estrella más brillante de la constelación de Cochero. Entre Casiopea y el Cochero se encuentra Perseo. Prolongando dos veces la distancia angular que va desde los guardianes a la Osa Mayor a la Polar, se cae sobre un cuadrilátero llamado Cuadrado de Pegaso, prolongado por Andrómeda hacia la izquierda, que forma sobre esta última constelación una especie de “Osa Mayor” opuesta a la verdadera, pero con una superficie mayor. El vértice izquierdo del cuadrado de Pegaso pertenece a la constelación de Andrómeda (se trata de la estrella a ).

El arco de círculo formado por la cola de la Osa Mayor prolongada hacia abajo apunta hacia Arturo, la estrella más brillante de la constelación de Boyero, en la proximidad de la cual seis estrellas en semicírculo y muy próximas forman la corona boreal. Muy próxima se encuentra en la constelación de Hercules, formando una H con las piernas ligeramente curvadas. 

Continuando este arco de círculo, se encuentra Epi (a Virgo) de la constelación Virgo, que es una estrella blanca de brillo muy vivo.

Bajo la constelación de la Osa Mayor, una de las figuras más señaladas del cielo de primavera es la constelación de León cuya estrella Régulus (a León) a veces llamada “corazón de León”.

Si se prolongan las dos estrellas g - b del “fondo de la cacerola” de la Osa menor, se llega a los Gemelos cuyas estrellas Castor (a Gemelos) y Polux (b Gemelos) formando con los dos guardianes de la Osa Mayor un paralelogramo muy alargado. 

Más o menos simétrica del Cochero con relación a la Polar se encuentra Lira, cuya estrella más brillante es Vega (a Lira ), una de las estrellas más bellas del cielo de verano.

Esta estrella constituye la punta de un triángulo, el triángulo de verano cuyos vértices están completadas por Deneb (a Cisne) de la constelación del Cisne que atraviesa la Vía Láctea y Altair (a Aguila), estrella central de la constelación del Aguila.

Simétrica a la polar con relación a la estrella Capella (a Cochero) de Cochero, se ve al fin de la noche de verano y al principio de la noche de invierno, la magnifica constelación de Orión cuyas estrellas principales forman un gran trapecio. En el interior de esta figura tres estrellas juntas. Dirigiéndose hacia la izquierda, se encuentra Sirio, la estrella más brillante del cielo de los dos hemisferios, en la constelación austral del Gran Can, prolongando hacia la derecha, se pasa cerca de Aldebaran (a Toro), estrello de color rojo que forma el extremo de una V en la constelación del Toro. El conjunto abierto de las Pleyades, son siete estrellas que se distinguen bien a simple vista.

Una descripción semejante podría realizarse para el hemisferio Sur.

1.3. El movimiento anual

El Sol es una estrella como muchas otras, pero como la Tierra, efectúa su revolución anual alrededor de sí mismo en un año y el disco solar parece desplazarse con relación a las estrellas. En un planetario el espectador, observador, está sentado en el centro de una semiesfera y observa el movimiento aparente de los astros de la misma manera que hacemos en nuestra realidad cotidiana.

Inscribiendo cada día sobre un mapa del cielo los puntos cuyas coordenadas son las del centro del Sol, se determina la trayectoria aparente del centro del Sol sobre la esfera celeste. Esto no quiere decir que el Sol esté sobre la esfera celeste, se observa su proyección sobre la esfera. Se obtiene así un círculo máximo que pasa por la mitad de las constelaciones zodiacales materializando la trayectoria aparente del Sol en un plano que se llama la eclíptica. El plano de la eclíptica forma un ángulo de 23º 26´ sobre el plano del ecuador celeste que le corta en dos puntos designados como g y g ´. Hay que señalar que la Tierra gira sobre ella misma, de oeste a este, en un día, alrededor de un eje de rotación que pasa por los polos. Este eje está inclinado 66º 34´ con relación al plano de la órbita de la Tierra.

Las constelaciones visibles en el cielo justo antes del amanecer y las visibles antes de la puesta del Sol no son siempre las mismas.

Si observamos las salidas y puestas del Sol durante muchas semanas consecutivas nos hace constatar que el Sol no sale y se pone siempre en el mismo punto del horizonte.

En el curso del año, observando cada día la altura del Sol en su culminación, en el momento de paso por el meridiano local, se registran cambios importantes.

2. ESTRELLAS Y GALAXIAS

2.1 Objetos estelares

Extendiendo nuestra visión hacia la bóveda celeste, se pueden contemplar a simple vista 3.000 estrellas en las que algunas aparecen agrupadas como las Pléyades. Pero otras estructuras están presentes y se distinguen numerosas estrellas. En primer lugar, esta banda difusa de luz, la Vía Láctea, que desgarra el cielo atravesando regiones muy ricas en estrellas como Sagitario, Casiopea o el Cisne pero existen otras formaciones luminosas presentes en el cielo. Las más evidentes son la Gran y Pequeña nube de Magallanes próximas al polo celeste Sur. Además un examen atento de constelaciones como Perseo, Orión y Andrómeda nos revelan estructuras parecidas aunque más pequeñas.

Los prismáticos, los telescopios y también la fotografía permite extender nuestra visión y resolver los misterios de las concentraciones de luz. La Vía Láctea, así como otras concentraciones misteriosas de luz aparecen entonces compuestas de billones de estrellas. Otras nubes de luz como galaxias, cúmulos globulares o abiertos se resuelven en estrellas. Otras, sin embargo, persisten en su forma original (nebulosas).

2.2 La posición de las estrellas en el Universo

Para conocer la posición de las estrellas en el Universo el más simple y antiguo es el paralaje. Si se considera el movimiento de la Tierra alrededor del Sol durante 6 meses, una estrella se ve desde dos direcciones diferentes. Cuanto más próxima esté una estrella más sensible es el efecto. Este cambio de dirección permite calcular la distancia al Sol de las estrellas más próximas.

tg a @ a = DTS/d

Una estrella próxima parece describir durante el año una elipse que determina el ángulo a. Este ángulo que es el paralaje anual de la estrella es inversamente proporcional a la distancia d de la estrella. DTS representa la distancia media entre el Sol y la Tierra (aproximadamente 150 millones de kilómetros) a la que se toma como unidad que se llama 1 UA (una unidad astronómica).

Si a es un segundo de arco d = 150 000 000 /tg 1" = 30 millones de millones de km. La distancia se llama 1 parsec y se utiliza muy frecuentemente como unidad para medir distancias astronómicas.

Así, distancia en parsecs = 1/ a en segundos de arco

3. TIPOS DE ESTRELLAS

3.1 Clasificación de las estrellas

Existen solamente 3.000 estrellas visibles a simple vista. El astrónomo griego Hiparco no solamente contó sino también clasificó las estrellas visibles basándose en su brillo. El conjunto más brillante (aproximadamente 20) se llaman estrellas de primera magnitud; le siguen las de segunda magnitud y así. En este esquema son visibles a simple vista hasta las de sexta magnitud. Las de segunda magnitud son aproximadamente 2 y ½ veces más pálidas que las de primera magnitud, las estrellas de tercera magnitud son 2 y ½ veces las de segunda magnitud y así. Con telescopios poderosos, podemos ver estrellas que son aproximadamente 2.000 millones de veces más pálidas que las estrellas de primera magnitud.

Una estrella puede parecer pálida o por ser menos brillante o porque está a mayor distancia. Así sólo podemos comparar el brillo intrínseco de dos estrellas si se conocen sus distancias relativas con respecto a nosotros. De manera alternativa, se pueden comparar las distancias si se sabe el brillo intrínseco de las estrellas.

Para conocer las propiedades físicas de una estrella alejada de nosotros se analiza el espectro de la luz que emite. Los objetos que tiene una cierta temperatura emiten radiación térmica con un espectro característico. Así la radiación que se recibe de una estrella tiene una frecuencia que está determinada esencialmente por la temperatura de la superficie de una estrella. Si la radiación máxima está alrededor de la longitud de onda correspondiente al color azul, la estrella parecerá azulada en el cielo como Spica (en Virgo) o Bellatrix (en Orión); si corresponde a la longitud de onda del color rojo aparece rojiza como Betelgeuse (en Orión) o Antares (en Scorpio). Como el azul tiene una frecuencia mayor que el rojo, las estrellas azuladas están más calientes que las rojas.

Además de la radiación térmica, los espectros de las estrellas muestran la radiación emitida por los átomos individuales cuando sus electrones saltan entre diferentes niveles y producen espectros de emisión. Estas líneas contienen información valiosa sobre la composición química y las condiciones físicas que existen en la estrella. Por estos medios se ha averiguado que las estrellas están formadas en su mayor parte por hidrógeno, helio, con pequeñas trazas de elementos más pesados.

Otro parámetro importante que caracteriza a una estrella es su "luminosidad" que mide la cantidad total de energía que emite la estrella por segundo. La luminosidad depende de la masa y radio de la estrella. Existe una relación entre la luminosidad y la temperatura de la superficie de una estrella que se puede analizar utilizando el diagrama "Hertzsprung- Russell (HR)".

En el diagrama se representan la luminosidad y la temperatura superficial. El diagrama muestra que la mayor parte de las estrellas están en una banda llamada secuencia principal o de enanas. Entre ellas el Sol, que es una estrella enana.

Además aparecen otras ramas. En una se encuentran las estrellas gigantes y supergigantes más luminosas y de tamaño mayor. En otra rama están localizadas las enanas blancas de gran temperatura pero con brillo muy pequeño.

3.2 Formación, vida y muerte de una estrella

El medio oscuro que separa a las estrellas contiene un gas muy tenue en el que dominan el hidrógeno y el helio. Además existen partículas sólidas de silicatos, gráfito y otros componentes. A partir de estos materiales se forman las estrellas, en regiones llamadas nebulosas en las que las concentraciones de gas y polvo son más altas que en el medio circundante.

Así una estrella puede empezar en una gran y masiva nube de gas y polvo que empieza a contraerse por la atracción gravitatoria que comprime la nube y hace que su temperatura y presión se incremente. Si la masa es suficientemente grande la temperatura puede alcanzar temperaturas del orden de 100 millones de grados Kelvin. A tales temperaturas, el hidrógeno se ioniza y el gas existe en estado de plasma como un conjunto de iones y electrones. Estas partículas se mueven a muy altas velocidades y chocando entre sí muy frecuentemente. A estas energías, la colisión de los núcleos de hidrógeno pueden fusionarse. La enorme energía liberada detienen la contracción, se produce una estructura estable, dando lugar a una estrella cuya luminosidad y temperatura la sitúan en la secuencia principal y en posición más alta cuanto mayor es su masa. Cuando la masa es pequeña el proyecto de estrella aborta convirtiéndose en lo que se llama una enana marrón. Son muy pequeñas y al cabo de un cierto tiempo dejan de emitir.

Las primeras reacciones que ocurren copiosamente transforman el hidrógeno en deuterio y a continuación en helio 3 o helio 4. Este proceso puede proporcionar la energía nuclear que mantiene las estrellas brillando durante mucho tiempo. En el caso del Sol, la contracción original de la nube de gas duró 15 millones de años a partir de los cuales se iniciaron las reacciones nucleares que se han mantenido aproximadamente 4 500 millones de años. Durante este tiempo se producen muy pequeños cambios en la estructura del Sol. De hecho, aproximadamente el 90% de todas las estrellas que vemos en el cielo están en tal fase; la estrella Polar, Sirio (en Can Mayor), Vega (en Lyra) y las tres estrellas en el cinturón de Orión están entre los ejemplos más familiares de las estrellas en la secuencia principal.

Esta fase termina cuando el hidrógeno en el núcleo de la estrella se consume lo que sucederá con el Sol en otros 4 500 millones de años. Una estrella como el Sol deberá estar aproximadamente 10 000 millones de años en la secuencia principal. Este tiempo no es el mismo para todas las estrellas. Cuanto más masiva es una estrella mayor será la contracción gravitatoria durante su formación y mayor será su temperatura central. Esto significa que las estrellas más masivas "quemarán" el hidrógeno más rápidamente y tendrán mayor luminosidad.

Al final de la combustión el núcleo estelar estará formado en su mayor parte por helio. A medida que la estrella se contrae más bajo la acción de la gravedad, la temperatura alcanza los 100 millones de grados en el centro. Alrededor de esta etapa ocurre la siguiente transformación clave. Se funden tres núcleos de helio para producir carbono, desprendiendo más energía nuclear lo que permite pasar a la siguiente etapa en la síntesis de los elementos. El incremento en la presión y la temperatura del núcleo hacen que se expanda la envoltura exterior de la estrella y acaba como una gigante roja de las que son ejemplos Betelgueuse (en Orión), Aldebarán (en Taurus) y Antares (en Scorpio). Si la masa es más grande que la solar la estrella será una supergigante.

3.3 Supernovas

Cuando el proceso de producción de energía termina, la gravitación hace que la estrella se contraiga cada vez más y se haga cada vez más densa. Si la masa total de la estrella no es demasiado grande, esta contracción puede alterarse cuando los electrones de la estrella se contraigan hasta muy altas densidades que puede parar el proceso de contracción. Tal final del proceso de evolución de una estrella conduce a las llamadas enanas blancas. Una enana blanca puede tener un radio comparable al de la Tierra pero una masa que es aproximadamente la del Sol. Las enanas blancas escapan a una nueva compresión por la física cuántica. Cuando su corazón está muy comprimido sus átomos se estrechan lo que tiene como consecuencia que las distancias entre núcleos y electrones se estrechan. Pero la mecánica cuántica (principio de exclusión de Pauli) impone una distancia mínima que se opone a la presión gravitatoria.

El destino final de una estrella que tenga una masa significativamente mayor puede ser más espectacular. Durante sus últimas etapas de evolución es capaz de expulsar su capa exterior en una explosión poderosa. Cuando esto sucede la estrella se convierte en muy luminosa y se llama una supernova.

El brillo de una supernova aumenta en un factor de varias centenas de millones en cuestión de días y se puede mantener como objeto brillante durante pocas semanas o meses. Durante la fase de brillo como estrella puede ocultar el brillo de otras estrellas de la constelación.

Se estima que se produce la explosión de una supernova en el universo cada segundo, pero muchas de ellas se encuentran demasiado lejos para ser visibles desde la Tierra. Las supernovas en nuestra galaxia o en las cercanas (que puedan contemplarse a simple vista) se estima que ocurren una vez por siglo... Dos supernovas históricamente importantes ocurrieron en 1572 y 1604. La primera ocurrió en la constelación de Casiopea y fue estudiada por el astrónomo danés Thyco Brahe. La segunda ocurrió cerca de la conjunción de Marte y Júpiter y así fue anotada por astrólogos de todo el mundo. El estudio sistemático lo hizo Kepler. En el último milenio, sólo se localizaron media docena de supernovas visibles a simple vista y sólo una ha ocurrido desde la invención del telescopio, en 1987 han ocurrido.

Una supernova puede dejar restos alrededor de la región en la que la explosión tiene lugar. Aunque la región entre las estrellas – llamada medio interestelar – es más tenue que el mejor vacío que pueda hacer el hombre, no está completamente vacío, tiene aproximadamente un átomo de hidrógeno por centímetro cúbico; el flujo explosivo de material desde la supernova dispersa material interestelar hasta que la presión acumulada hace que el flujo hacia fuera se detenga. Una supernova crea así un hueco en el material interestelar rodeado de una célula de materia comprimida. Estos objetos remanentes de la supernova duran miles de años y pueden observarse en las bandas de radio y de rayos X. Una reciente investigación de radio ha visto mas de un centenar de tales remanentes en nuestra galaxia. El primer resto de una supernova se descubrió en la nebulosa del Cangrejo en Taurus que se encontró en la situación precisa de una supernova observada por los astrónomos chinos en 1504.

Hay que destacar que en las primeras estrellas la composición era una mezcla de hidrógeno y helio. Gracias a la primera ronda de explosiones de supernovas, la galaxia se ve enriquecido por pequeñas cantidades de elementos pesados que pueden influir en la evolución estelar muy significativamente. El Carbono, por ejemplo, tiene el efecto de incrementar el flujo de energía en la estrella, acortando por tanto su vida.

3.4 Estrellas de neutrones y pulsares

¿Qué sucede con el núcleo de una estrella cuando la explosión de una supernova lanza hacia fuera la envuelta exterior?. Una vez más depende de la masa que permanece en el núcleo. Si esta masa es menor que aproximadamente dos masas solares, el núcleo acaba como una estrella de neutrones. El rápido colapso del núcleo de la supernova reúne a los protones y electrones, formando neutrones. La densidad de tal estrella de neutrones puede ser comparable a la de un núcleo atómico, que es de aproximadamente 1015 g. cm-3. Las estrellas de neutrones son pequeños objetos que tienen un radio de sólo 10 km, 600 veces menor que el radio de la Tierra.

Las características verdaderamente destacables de una estrella de neutrones son su campo magnético y rotación. Todas las estrellas (incluyendo nuestro Sol) giran, pero muy lentamente. A medida que la estrella se colapsa para formar un remanente compacto, su velocidad de rotación aumenta (el momento cinético se conserva). Una estrella compacta de neutrones puede girar varios cientos de veces en un segundo. Todas las estrellas poseen también campo magnético cuya intensidad y también aumenta a medida que la estrella se confina en una región menor. El campo magnético en la superficie de una estrella de neutrones puede ser de un millón de millones de veces el de la Tierra.

Las dos propiedades – la elevada rotación y el campo magnético – permiten que las estrellas de neutrones se manifiestan como una clase de objetos estelares llamados pulsares. El primer pulsar fue descubierto en 1968 por Hewish y Bell en el observatorio de Mullard de Cambridge. Encontraron que un objeto celeste emitía pulsos de radio de intensidad variable pero con un intervalo extremadamente regular. El periodo en el que se recibían las señales era increíblemente preciso 1.33730113 segundos. La emisión procedía de una estrella de neutrones que giraba rápidamente. El campo magnético de la estrella de neutrones aceleraba los neutrones alrededor de la estrella, haciéndole emitir haces de ondas de radio. La pauta de emisión gira con la rotación de las estrellas y nos alcanza cuando la dirección de emisión apunta hacia la Tierra. Así se tiene la radiación de un pulsar en intervalos de tiempo muy regularmente espaciados. Desde 1968 se han descubierto más de 700 pulsares. Algunos de ellos emiten radiación no sólo en la banda de radio sino en frecuencias más elevadas como los rayos X y gamma. A medida que el pulsar radia energía su rotación disminuye en pequeña proporción.

Otro objeto destacable perteneciente a la misma clase es un "pulsar binario", descubierto en primer lugar en 1974 y llamada PSR 1913 +16 (estos números designan la posición del objeto en el cielo). El sistema consta de estrella de neutrones de 1.4 veces la masa solar, emitiendo pulsos aproximadamente 17 veces por segundo, acompañada por otra estrella de neutrones invisible de masa semejante. Estas dos estrellas compactas giran una alrededor de la otra en una órbita muy apretada con un periodo de 8 horas.

3.5 Agujeros negros

¿Significa que las estrellas de neutrones son el final de una evolución estelar?. La presión debida a los neutrones puede equilibrar la energía de la gravedad si la estrella de neutrones no es demasiado masiva. Hay una masa crítica llamada "masa Chandrasekhar" que decide el destino de la estrella de neutrones. Si la masa de la estrella de neutrones es mayor que la masa de Chandrasekhar entonces la contracción debida a la gravedad no puede detenerse. Tal objeto acaba como un agujero negro, el final más exótico al que puede aspirar una estrella.

A medida que una estrella de neutrones se contrae, su radio disminuye y la fuerza gravitatoria en su superficie crece. Pronto se alcanza un estado en el que ninguna partícula material puede escapar de la fuerte atracción gravitatoria. Incluso ni la luz puede escapar de la superficie haciendo que el objeto sea completamente invisible para un observador exterior. Tal objeto se llama "agujero negro" y representa el estado final de la contracción gravitatoria de una estrella de neutrones suficientemente masiva.

La teoría de la Relatividad describe la fuerza gravitatoria como ocasionada por el espacio que se curva. La curvatura del espacio también afecta a la propagación de los rayos de luz. La curvatura del espacio producida por una estrella de neutrones puede ser enorme cuando se contrae a una configuración muy densa. El camino de la luz se distorsiona enormemente en tal campo gravitatorio intenso representado por una gran curvatura. Cuando el cuerpo se convierte en un agujero negro, la curvatura alcanza un valor crítico evitando que la luz escape de su superficie. El valor critico del radio que debe alcanzarse para ser agujero negro se llama "radio Schwarzschild". Para un cuerpo tan masivo como el Sol, es de aproximadamente de 3 km de radio. Esto significa que si la masa entera del Sol (que ahora ocupa un radio de aproximadamente 700 000 km) se comprime en una región de menos de 3 km de radio, el Sol llegará a ser un agujero negro.

Podemos contemplar el asunto de una manera alternativa, aunque menos exacta. Sabemos que una piedra lanzada desde la superficie de la Tierra caerá habitualmente debido a la fuerza gravitatoria. Es posible, sin embargo, lanzar un cohete con tan gran velocidad que escape de la atracción gravitatoria de la Tierra. La velocidad crítica que es necesaria para esto, y que se llama "velocidad de escape", es aproximadamente 12 kms-1. Para una estrella de neutrones densa esta velocidad de escape puede ser mucho mayor. Cuando la velocidad de escape excede la velocidad de la luz debemos concluir que la luz no puede escapar del objeto.

Si los agujeros negros son completamente invisibles ¿cómo se sabe que existen?. La naturaleza ha proporcionado una manera conveniente en forma de sistemas de estrellas conocidas como "binarias". Estas son pares de estrellas unidas por la gravitación y orbitando una alrededor de la otra. Si una de las estrellas de un sistema binario se convierte en un agujero negro debido al colapso gravitatorio, la fuerte atracción del agujero negro atraerá materia de la estrella compañera con una corriente de materia fluyendo de ella. Estudiando la órbita de la estrella visible, podemos estimar la masa de la compañera invisible. Si la masa es por ejemplo de aproximadamente dos veces la masa del Sol, es extremadamente probable que el objeto invisible sea un agujero negro. Los astrónomos han identificado unos cuantos candidatos que pueden confirmarse como agujeros negros.

4. GALAXIAS

4.1 La vía Láctea

La segunda unidad más importante en la jerarquía cósmica es una galaxia. Las estrellas no están aisladas. El Sol y otros cien mil millones de estrellas están ligadas gravitacionalmente y forman nuestra galaxia, la Vía Láctea, con un diámetro de 100.000 años luz. En ella las estrellas no permanecen fijas sino que giran alrededor del núcleo de la Galaxia, describiendo órbitas que se iniciaron en el momento de su formación.

La Vía Láctea presenta bulbos centrales, simétricos dos a dos. El Sol está situado en el borde interior de uno de estos brazos y a unos 29 mil años luz del centro. Los brazos espirales no giran alrededor de la Galaxia sino con la Galaxia, como un sólido rígido. Las estrellas con mayor velocidad orbital, como el Sol, atraviesan los brazos en su movimiento alrededor de la Galaxia.

Como otras galaxias, la Vía Láctea tiene estrellas, polvo y gas. El polvo, compuesto de carbono, silicatos y otro material, produce absorción de luz en diferentes cantidades en diferentes direcciones, dando lugar por lo tanto a la aparición de "agujeros" en la distribución estelar de la Vía Láctea. Por esta razón, no es fácil determinar la forma de nuestra galaxia "desde dentro". Las observaciones en la banda de radio que permite penetrar el polvo y el gas y confirmar que nuestra galaxia es espiral y, de hecho, contiene cuatro brazos distintos en espiral

Las tres componentes de nuestra galaxia (disco, protuberancia y halo) también contienen diferentes clases de estrellas. Las estrellas del disco son relativamente jóvenes y se llaman Estrellas de Población I. Orbítan alrededor del centro de la galaxia como planetas dando vueltas alrededor del Sol. Sus edades oscilan desde unos pocos millones de años hasta 12 billones de años. De hecho las más jóvenes estrellas del disco son jóvenes incluso cuando se comparan con el sistema solar (que tiene aproximadamente 4,5 millones de años). La formación de estrellas es una actividad fundamental del disco.

Las estrellas en la protuberancia y halo (llamada estrellas de Población II) pueden haberse formado hace 13 billones de años.

4.2 Clasificación de galaxias

Además de nuestra Galaxia aparecen otras muchas cuyo tamaño puede duplicar al de la nuestra. La galaxia más cercana es la Gran Nube de Magallanes situadas a  200 000 años luz, sólo observable desde el Hemisferio Sur y descubierta por Fernando de Magallanes,

Las masas de las galaxias pueden variar desde un millón de masas solares a diez millones de millones de masas solares. Las de masa baja se llaman "enanas" y contienen típicamente aproximadamente de un millón de estrellas. Una galaxia más típica, como la propia Vía Láctea, contiene aproximadamente un centenar de billones de estrellas como el Sol (casi todas las estrellas familiares que vemos en el cielo pertenecen a nuestra propia galaxia). En el otro extremo, algunas de las galaxias gigantes contienen más de 100 veces del número de estrellas de nuestra galaxia.

Las galaxias también exhiben diferentes clases de morfologías o formas. En los extremos están dos clases llamadas espirales y elípticas. Las galaxias en espiral tienen apariencia de disco con brazos en forma de espiral en el que residen la mayor parte de las estrellas. En contraste, las galaxias elípticas son tridimensionales y tienen la forma característica de un elipsoide. Las mismas elípticas se clasifican en varias categorías dependiendo de lo distorsionadas que estén... Los sistemas casi esféricos se dicen del tipo E0 y las regularmente aplanadas se llaman E7 entre ellas hay una gradación de E1, E2, E3, ..., E6. 

Andrómeda

Las galaxias espirales se clasifican según lo estrechamente que están sus brazos enlazados y si tienen una estructura en forma de barra cerca del centro.

Las espirales normales van de So (que no tienen virtualmente brazo espiral) pasando por Sa, Sb y así, que tienen brazos espirales bien desarrollados. Las espirales con barra son galaxias espirales que tiene una estructura de barra cerca del centro, con brazos espirales emanando de los extremos de barras. Se clasifican de nuevo como SBO, Sba, SBb, etc.

4.3 Cuásares

Las estrellas y galaxias son los objetos más familiares en Astronomía. Como las galaxias son esencialmente colecciones de estrellas es lógico esperar que las galaxias sean considerablemente mayores y más brillantes que las estrellas individuales cosa que realmente ocurre. Por lo tanto es sorprendente que exista una clase excepcional de objetos llamados cuásares que son tan luminosos como una galaxia entera pero de tamaño muy compacto

El elevado desplazamiento hacia el rojo que se observa en su espectro óptico corresponde a velocidades que no pueden calcularse utilizando la fórmula del efecto Doppler clásico. La interpretación más directa de este enorme desplazamiento está basado en la cosmología. Si suponemos que los cuásares están muy lejos, entonces la expansión del Universo explica el desplazamiento hacia el rojo de acuerdo con la teoría de la Relatividad generalizada. Estas largas distancias significan que los cuásares son los objetos más antiguos conocidos y que debieron formarse cuando el Universo era considerablemente joven.

Los anteriores hechos han dificultado la búsqueda de un modelo teórico para los cuásares. Las fuentes convencionales de energía no cumplen estas exigencias. Muchos astrónomos creen que los cuasares deben su energía a un "motor central" que contiene un agujero negro supermasivo rodeado de un disco de material gaseoso. A medida que los materiales caen dentro del agujero negro, procesos viscosos calientan la materia y pueden llevar a la emisión de cantidades significativas de energía.

4.4 Grupos de galaxias

Las estrellas están agrupadas en estructuras como los cúmulos de estrellas y las galaxias. Los telescopios revelan que existen más de unos mil millones de galaxias en el universo visible. ¿Cómo están las galaxias distribuidas en el espacio o hay una pauta de distribución?. Existe una tendencia a agruparse entre sí aunque algunas de las galaxias se ven aisladas.

Nuestra Galaxia y las galaxias más próximas como la Pequeña y Gran Nube de Magallanes, Andrómeda, M32 y aproximadamente otras treinta más, forman el Grupo Local de Galaxias. La más distante es Pegaso a 6 millones de años luz.

Las concentraciones de galaxias reciben el nombre de cúmulos de galaxias. El Grupo Local es uno de los más pequeños. Entre los grandes podemos citar el cúmulo de Coma situado a una distancia de unos 300 millones de años luz. Su forma es esférica con un diámetro de unos 17 millones de años luz y una masa de aproximadamente mil billones de veces la masa solar. Coma tiene una densidad de galaxias muy alta en el centro que favorece la colisión de galaxias.

5. EL UNIVERSO EN EXPANSIÓN

5.1 El Big-Bang

Hasta el principio del siglo XX se suponía que el universo era estático; las estrellas se movían unas en relación a otras pero no se pensaba en una expansión o contracción general. Pero las estrellas experimentan atracciones gravitatorias y si todo estuviera hubiera estado inicialmente estático en el Universo ¿por qué la atracción gravitatoria no lo agruparía todo?.

Pero en 1930 los astrónomos empezaron a evidenciar que el universo no es estático. Pudieron medir los movimientos de las galaxias distantes con relación a la Tierra observando los desplazamientos por efecto Doppler de las longitudes de onda de sus espectros. Los desplazamientos siempre ocurrían siempre hacia longitudes de onda más largas mostrando que las galaxias distantes parecían alejarse de nosotros y entre sí.

El astrónomo Edwin Hubble midió los desplazamientos hacia el rojo de muchas galaxias distantes y llegó a la conclusión de que la velocidad de recesión v de una galaxia es proporcional a su distancia de nosotros

V = H0r

Donde H0 es una constante empírica llamada constante de Hubble que vale cuando las distancias se miden en metros y las velocidades en metros por segundo: H0 = 1,8 10 –18 s-1, con una precisión del 25%.

Otro aspecto de las observaciones de Hubble es que las galaxias distantes parecían retroceder en todas las direcciones y no había ninguna razón particular para suponer que nuestra galaxia estuviera en el centro del Universo. Aunque existan fluctuaciones locales en la densidad el universo debe parecer el mismo en todas las direcciones y las leyes de la física son las mismas.

Una hipótesis llamativa que sugiere la ley de Hubble es que en el pasado, toda la materia en el universo se concentró en un pequeño espacio y estalló en una inmensa explosión llamada Big Bang dando a toda la materia observable las velocidades que observamos hoy.

5.2 Después de la gran explosión

Después del primer éxito, la teoría del Big-Bang se enfrentó a una serie de grandes problemas. Las condiciones del Bang de la creación debieron ser muy particulares. Para remontarnos a las proximidades del tiempo cero, es necesario volver a pensar en la teoría y aproximar la cosmología a la física de partículas.

El Universo inicial debería ser muy denso y extremadamente caliente. A medida que evolucionó la densidad media fue disminuyendo y se produjo un descenso de la temperatura y la energía media de las partículas. A medida que esto fue ocurriendo las interacciones básicas se fueron desacoplando sucesivamente.

Para entender este último punto, debe tenerse en cuenta que la unificación de las interacciones electromagnética y débil ocurre a energías lo bastante grandes para que las diferencias en masa entre los varios bosones de spin 1 que median las interacciones sean insignificantes. La interacción electromagnética está mediada por el fotón sin masa, la interacción débil por los bosones débiles W-+ y Z0 con masas de orden de 90 GeV/c2. A energías mucho menores que 90 GeV las dos interacciones parecen bastante diferentes, pero a energías mucho mayores que 90 GeV llegan a ser parte de una simple interacción. Según las teorías de la gran unificación, algo parecido sucede con la interacción fuerte. llega a estar unificada con la interacción electrodébil a energías del orden de 1014 GeV, pero a menores energías las dos aparecen diferenciadas.

Finalmente, a energías suficientemente altas y a cortas distancias, se supone que la gravitación resultará unificada con las otras tres interacciones. La distancia para la que esto va a ocurrir se supone que será del orden de 10 –35 m. Esta distancia es la llamada longitud de Planck lp. El tiempo de Planck tp = lp/c = 0,539·10–43 s es el tiempo que emplea la luz en recorrer la distancia lp

Si mentalmente retrocedemos en el tiempo debemos detenernos cuando alcancemos t = 10–43 s ya que no tenemos una teoría adecuada que unifique las cuatro interacciones.

5.3 Los primeros instantes del Universo

Por encima de aproximadamente t = 1s, los neutrones pudieron producirse en la reacción endotérmica.

e- + p à n + n e

Después de este instante, la mayoría de los electrones no tienen suficiente energía para esta reacción. La energía promedio de los neutrinos también decreció, y a medida que el universo se expandía, las reacciones de equilibrio que llevaban consigo la absorción de neutrinos llegaron a ser inoperantes. En este instante, en efecto, el flujo de neutrinos y antineutrinos se "desacopló" del resto del universo. Debido a la sección transversal extremadamente pequeña para la absorción de los neutrinos, la mayor parte de este flujo está todavía presente, aunque enfriado enormemente por la expansión. El modelo standard predice una presencia de neutrinos a 2 K. Ningún experimento los ha podido detectar

5.4. Nucleosintésis

A aproximadamente t = 1 s y a una temperatura de 1010 K la proporción de protones es de 4,5 veces más protones que neutrones. Sin embargo los neutrones libres se desintegran en protones con un periodo de vida media de 616 s. Esta desintegración hace que la razón entre protones/neutrones aumente hasta aproximadamente t = 225 s. En este instante la temperatura es de aproximadamente 109 K y la energía está bien por debajo de 2 MeV.

Esta es una energía crítica ya que es la energía de enlace del deuterón (un neutrón y un protón unidos) es de 2,22 MeV. Un neutrón ligado en un deuterón no se desintegra espontáneamente. A medida que la energía media disminuye, pueden combinarse un protón y un neutrón para formar un deuterón y hay muy pocos fotones con bastante energía (2.22 MeV) para disociar al deuterón de nuevo. Por lo tanto la combinación de protones y neutrones en deuterones altera la desintegración de los neutrones libres.

La formación de deuterones empezando en t = 225 s marca el principio del periodo de formación de los núcleos, o nucleosintésis. En este instante existen aproximadamente siete protones por cada neutrón. El deuterón (2H) puede absorber un neutrón y formar un tritón (3H), o puede absorber un protón y formar (3He). A continuación 3H puede absorber un protón, y 3He absorber un neutrón produciendo 4He (una partícula a ). También pueden formarse unos pocos núcleos 7Li por fusión de los núcleos 3H y 4He. Según esta teoría, esencialmente todo el 1H y 4He en el universo actual se formó en este tiempo. Pero entonces la construcción de núcleos se detiene. La razón es que no existe ningún núclido con número másico A = 5 estable o inestable. Las partículas a simplemente no absorben neutrones o protones. El núclido 8Be formado por la fusión de dos núcleos 4He es inestable con un periodo de vida media extremadamente corto, de aproximadamente 10-16 s. Hay que observar que en este instante la energía media es demasiado grande para que los electrones se unan al núcleo; no existen todavía átomos.

No ocurre más nucleosintésis hasta mucho después, aproximadamente t = 2 1013 s (aproximadamente 70 000 años). En este instante la temperatura es aproximadamente de 3 000 K y la energía media de unos pocos eV y podrían formarse átomos neutros de hidrógeno y helio. Con las repulsiones eléctricas anuladas, la atracción gravitatoria puede juntar los átomos neutros para formar las galaxias y eventualmente las estrellas. Las reacciones termonucleares en las estrellas se creen producidas por núcleos más masivos.

A medida que una estrella utiliza su hidrógeno, la presión gravitatoria excede la radiación hacia fuera y la presión del gas, y el núcleo de la estrella empieza a contraerse. Para las estrellas con suficiente masa existe suficiente energía y suficiente densidad para empezar otro proceso, la fusión del helio. Primero los dos núcleos de 4He se funden para formar 8Be. El muy corto periodo de vida de este núcleo inestable se ve compensado por una sección transversal para la absorción de otro núcleo 4He con una energía específica, una especie de efecto de resonancia. Así una fracción sustancial de los núcleos de 8Be se funden con 4He para formar el núcleo estable 12C. Sucesivas fusiones con 4He da O16, 20Ne, 24Mg. Todas estas reacciones son exotérmicas. Desprenden energía para calentar la estrella, y 12C y el O16 pueden fusionarse para formar elementos con números atómicos más elevados.

La energía de enlace por nucleón para los nuclidos accesibles culmina en el número másico A = 56 con el núclido 56Fe así las reacciones de fusión acaban con el Fe. Pero sucesivas capturas de neutrones seguidas por desintegraciones beta pueden continuar la síntesis de núcleos más masivos. Si la estrella es lo bastante masiva, puede eventualmente explotar como una supernova, enviando al espacio los elementos pesados producidos por los procesos anteriores. En el espacio, los escombros y otra materia interestelar pueden formar, unidos gravitatoriamente, nuevas estrellas y planetas. Y así es como el material de nuestra tierra se formó.

6. LOS BORDES DEL UNIVERSO

La expansión adquiere otro punto de vista cuando se contempla desde el punto de vista de la relatividad generalizada. Según esta teoría lo que nos parece un desplazamiento Doppler producida por el alejamiento de las galaxias no es otra cosa que la expansión del espacio mismo.

Podemos introducir una analogía para ayudarnos a pensar. Supongamos que somos insectos que se desplazan sobre una superficie. No podemos dejar la superficie y solo podemos ver delante de nosotros, no hacia arriba o hacia abajo. Vivimos en un mundo de dos dimensiones que llamamos tierra plana. Si la superficie es un plano, podemos situar nuestra posición con coordenadas cartesianas (x,y). Si el plano se extiende indefinidamente en las direcciones x e y, se dice que el espacio tiene extensión infinita o no tiene límites. Independientemente de hacia donde nos desplacemos nunca alcanzaremos el borde o los límites.

Un hábitat alternativo para nosotros sería la superficie de una esfera con radio R. El espacio parecería todavía infinito en el sentido de que se puede avanzar siempre y nunca alcanzar un límite o borde. Pero en este caso el espacio es finito o con límites. Para describirla posición de un punto en este espacio se pueden utilizar la latitud y la longitud.

En la figura se supone que la superficie es un globo esférico. Si se hincha cada vez más el globo, aumentando el parámetro R, las coordenadas de un punto no cambian aunque la distancia entre dos puntos cualesquiera se hace cada vez más grande. Además a medida que la R aumenta, la velocidad o cambio de la distancia entre dos puntos es proporcional a su distancia de separación inicial, de acuerdo con la ley de Hubble.

R no es una coordenada en el sentido habitual, es el radio de curvatura en nuestro espacio de dos dimensiones, y es también un factor de escala variable que cambia a medida que este universo de dos dimensiones cambia.

Generalizar esta imagen a tres dimensiones es difícil. Se debe pensar en nuestro espacio de tres dimensiones como incluido en un espacio de cuatro o más dimensiones, de la misma manera que visualizamos la tierra plana esférica dentro de un espacio de tres dimensiones cartesiano.

Por otra parte se necesita contemplar el papel de la atracción gravitatoria en un universo en expansión. Las atracciones gravitatorias deberían hacer más lenta la expansión inicial pero ¿cuánto?. Si no fuera suficientemente grande, el universo se expandiría cada vez más lentamente, se pararía eventualmente y se contraería de nuevo en lo que llamaríamos Big Crunch. Por otra parte, si las fuerzas gravitatorias son mucho más débiles sólo hacen que la expansión disminuya un poco y el universo continúa expandiéndose para siempre.

La situación es semejante al problema de la velocidad de escape de un proyectil lanzado desde la tierra. El que el universo continúe expandiéndose indefinidamente depende de la densidad media de materia. Si la materia es relativamente densa, existe mucha atracción gravitatoria para detener la expansión y hace que el universo se contraiga de nuevo. Si no es así, la expansión continuaría independientemente. Se puede deducir una expresión de la densidad crítica r c para frenar la expansión.

El siguiente cálculo se basa en la mecánica newtoniana que aunque no es correcta relativisticamente ilustra la idea.

Si se considera una gran esfera con radio R conteniendo muchas galaxias con masa total M. Supongamos que nuestra galaxia con masa m está situada en la superficie de la esfera. Como la distribución de materia alrededor de la esfera es simétrica se puede suponer que la fuerza gravitatoria sobre nuestra galaxia es la fuerza que ejercería la masa M colocada en el centro de la esfera.

La energía total E (cinética + potencial) de nuestra galaxia

E = ½ mv2 – GmM/R

Si E es positiva la galaxia tendría suficiente energía para escapar de la atracción gravitatoria de la masa M y el universo continuaría expandiéndose continuamente. Si E es negativa la galaxia no puede escapar y el universo volvería a su situación inicial. El punto de cruce ocurriría cuando E= 0.

½ mv2 = GmM/R

pero la masa M es en función de la densidad es rc

M = 4/3 p R3 rc

Y si la velocidad v de la galaxia está dada por la ley de Hubble v = H0R sustituyendo

½ m (H0R)2 = Gm/R(4/3 p R3 rc)

y la densidad crítica es

r c = 3H02/8p G

Sustituyendo los valores:

r c = 3(1,8 10 –18 s-1)2/ 8 p (6,67 10 –11 m3/kg.s2) = 5,8 10 –27 kg/m3

Si la densidad crítica es menos que rc el universo continuará expandiéndose indefinidamente; si es mayor parará de expandirse y empezará a contraerse.

7. LA MATERIA OSCURA

Se han hecho intentos para estimar la densidad media real de la materia en el universo. Estas estimaciones incluyen a la vez la materia luminosa (estrellas) y la materia no luminosa (incluyendo los agujeros negros y el gas interestelar).

Algunos científicos teóricos creen que el universo debe ser cerrado y la densidad media deber ser igual a rc , entonces la expansión se aproximará a cero a lo largo del tiempo. Para que esto sucede debería existir una gran cantidad de materia que no se ha visto o materia oscura en el universo. La naturaleza de la materia que falta es hasta el momento un misterio.

Un examen atento de la dinámica gravitatoria muestra que el 90% de las galaxias espirales están compuestas de materia negra, esta forma un misterioso halo que impide que la espiral sea despedida por fuerzas centrífugas. Esta materia podría no ser mas que la materia ordinaria inerte formada por protones y neutrones: enanas, marrones, planetas del tamaño de Júpiter, gas o polvo interestelar e incluso agujeros negros. Pero, para la cantidad de átomos ligeros como el helio y el litio sea correcta, sólo una décima parte de la materia negra puede estar constituida por materia ordinaria. El resto debe estar formada por partículas pesadas WIMPS (Weakly Interactive Massive Particles) que no interactuarían con la materia ordinaria.

La materia negra podría también estar compuesta por partículas sin masa o muy ligeras viajando a la velocidad de la luz o próxima a ella. El candidato natural es el neutrino que es invisible.

Los neutrinos masivos son una posibilidad. La presencia de materia oscura es también sugerida por las medidas recientes de desplazamiento Doppler de los lados opuestos de las galaxias en rotación. El efecto gravitatorio es 20 a 30 veces más grande que la que cabría esperar sobre la base de materia visible sólo.

8. EL NACIMIENTO DEL UNIVERSO

En 1965, Arno Penzias y Robert Wilson descubrieron una radiación de microondas de origen desconocido sin ninguna dirección preferente. Además la investigación mostró que la radiación tiene un espectro de frecuencia que se ajusta a la ley de radiación del cuerpo negro de Planck. El máximo de intensidad es para la longitud de onda de 1,1 mm con una temperatura absoluta correspondiente a T = 2,7 K. Pronto se reconoció que era la radiación que quedaba de la evolución temprana del universo. La radiación de microondas de fondo es una de confirmaciones experimentales del Big Bang.

La Nasa lanzó en 1989 su primer satélite destinado a la Cosmología, el COBE (Cosmic Background Cobe). El espectrómetro absoluto en el infrarrojo lejano midió el espectro del fondo cosmológico que correspondía exactamente a la radiación de un cuerpo negro.

A principios de los años 80, los cosmólogos estaban inquietos con la uniformidad del fondo cosmológico cuya temperatura es la misma en todo el cielo. En 1992 después de tener en cuenta todas las fuentes de errores el equipo del Cobe constató que empezaban a aparecer pequeñas variaciones en el fondo del microondas que se confirmaron con nuevas mediciones realizadas con instrumentos más sensibles. En los periódicos se anunciaba "Se ha observado el nacimiento del universo".

Las minúsculas variaciones de temperatura (solamente 30 millonésimas de grado) muestran los gérmenes que la gravedad amplificó para constituir el Universo. Partes de materia dispersas a través del espacio infinito se condensarían en masas diferenciadas y para dar lugar a una serie de masas muy alejadas unas de las otras.

                                                                         Javier de Lucas