La Cosmología nos habla del principio del Universo, de su evolución, así como de su final. El método científico nos permite actualmente acercarnos como nunca a comprender como se formó el Universo y como creemos, en base a nuestros observables, que finalizará.

¿Que datos tenemos para suponer que el Universo tuvo un origen y no suponer que vivimos en un universo eterno e inmutable como algunas cosmologías ancestrales pensaban?

La Paradoja de Olbers.

¿Por qué el cielo durante la noche es oscuro?

Esta pregunta, aparentemente tan simple, se la conoce como la paradoja de Olbers, formulada por el astrónomo vienes H. Olbers en 1826.

Supongamos que nos encontramos ante un universo infinito, eterno e inmutable, situación que nos recordará a ciertas Cosmologías antiguas. En este universo suponemos que esta lleno de estrellas, de infinitas estrellas independientemente de sus agrupamientos locales en cúmulos o galaxias. En cualquier dirección que miráramos en el cielo, nuestra línea de visión debería alcanzar la vista de una estrella, por lo que el cielo no debería ser oscuro, si no brillar todo el firmamento como un sol inmenso.

Pero de la experiencia de la observación de la noche estrellada y de la existencia de nosotros mismos, sabemos que ese escenario en el cual la vida a priori no sería posible, no existe. Podríamos argumentar la presencia de materia interestelar que absorbe la radiación de las estrellas, pero como el universo es eterno, la materia interestelar se habría ionizado a base de recibir calor de las estrellas y hubiera empezado a brillar también.

Según el planteamiento inicial, o bien el universo no es infinito, no es eterno o no es inmutable.

En realidad hoy sabemos que el universo esta en expansión, por tanto no es inmutable, y además tampoco es eterno, tuvo un origen.

Que las estrellas se alejen de nosotros a grandes velocidades (en grandes estructuras llamadas galaxias) implica que la luz se debilita al reducirse la longitud de onda de los fotones emitidos. La luz de las estrellas lejanas esta tan corrida al rojo que no podemos observarlas, de forma que esa energía apenas es capaz de aumentar la temperatura de un universo mayoritariamente frío.

Además de ello, saber que el universo tuvo un origen y admitir que tiene una edad, implica que cuando miramos muy lejos en el espacio y por tanto muy lejos en el tiempo, posiblemente miremos hacia lugares donde las estrellas aún no han empezado a formarse y brillar.

El universo, quizás infinito en extensión, es finito en edad, quizás unos entre 15 y 20 mil millones de años, de forma que la luz procedente de aquellas regiones aún no ha llegado a nosotros.

La Teoría del Big Bang

El hecho de descubrir que las galaxias se alejan unas de otras, y que cuanto más lejanas están, más se alejan, nos llevan a pensar en un universo en expansión.

No es difícil pensar, que si pasamos la película de la expansión del Universo en dirección contraria, en algún momento todas las galaxias estaban juntas, en el origen de lo que pudo ser el universo.

El modelo que explica el origen del universo en base a un instante inicial en el que se produjo un evento que inició la separación de la materia, se llama modelo de la gran explosión o Big Bang. Paradójicamente esta conocida denominación viene del destacado astrofísico ingles Fred Hoyle, detractor de la idea de expansión, que en 1949 utilizó el
término “Big Bang” en un programa de radio para ridiculizar la misma a favor de su teoría del estado estacionario.

La teoría de un origen implica algunas consecuencias que deben ser manifestables mediante observables y los observables deben de estar de acuerdo a la teoría de un origen. Así, un pasado en el que la materia estaba más densa y más caliente, indujo a pensar en 1948 a George Gamow, uno de los padres de la teoría de la gran explosión junto al belga Lemaitre (1929) que formuló la hipótesis del átomo primigenio, que debía existir un observable de ese pasado, que poco después sería bautizado como fondo de microondas. La hipótesis de Gamow también explica la formación de los elementos más ligeros y sus proporciones en los primeros instantes del universo, llamada núcleo síntesis primordial.

El hecho de que el Universo se encuentre en expansión o estático ha suscitado también grandes polémicas en el pasado entre grandes astrofísicos.

 Einstein, en el desarrollo de su relatividad General (1916), la física que nos explica el Universo, no contemplaba un universo estático, sin embargo Einstein era inicialmente un defensor del modelo estático  y ello le llevó a buscar una errónea constante cosmológica para añadirlas a las formulas de su relatividad, cuya solución explicara satisfactoriamente el universo estático.

 Einstein reconocería años después que el intento de introducir una constante cosmológica, atendiendo a la creencia de cómo debía ser el universo, fue uno de los peores errores de su carrera. A Einstein también le debemos, junto con la primera formulación matemática del universo, el enunciado del llamado Principio Cosmológico, según el cual el Universo es homogéneo e isótropo considerando las grandes estructuras, lo que implica que no existe un lugar privilegiado de observación en el mismo.

Friedman (1923) sería el primer físico que aplicaría los desarrollos relativistas de las ecuaciones de campo de Einstein correctamente a un modelo de universo, obteniendo una solución a la que muchas veces se refiere por Friedman-Lemaitre-Robertson-Walker (modelo FLRW), que implica un universo en expansión (o contracción), homogéneo e isótropo.

En 1933 el astrónomo suizo F. Zwicky estudió la distribución de las galaxias y fue el primero en llegar a la conclusión que era preciso recurrir a la existencia de una cantidad de materia que no podemos observar (llamada materia oscura) que explique sus movimientos relativos. La introducción de un nuevo concepto como la materia oscura, veremos más adelante que es muy importante para saber como evolucionara el universo.

En 1965 el descubrimiento del fondo de microondas (Penzias y Wilson) fue el espaldarazo definitivo a la Teoría del Big Bang.

Los últimos 15 años, mediante el análisis de los datos del satélite de microondas COBE, HST y WMAP, se han logrado grandes avances en Cosmología, que siempre tratan de ampliar o detallar aspectos dentro de la Teoría del Big Bang, aunque no siempre con resultados previsibles, como los más recientes referidos a la supuesta aceleración en la expansión del Universo, que vendría a explicarse mediante la presencia de una energía negativa del vacío.

El Origen de la materia

Los físicos emplean el término eufemístico “singularidad” allá donde las funciones matemáticas que describen la física del objeto o lugar, adquieren valores de infinito o está definida en un sentido extraño, como con valores exóticos.

 Lógicamente cuando describimos procesos donde las densidades adquieren valores elevadísimos, como agujeros negros, o bien acontecimientos donde no comprendemos aplicando nuestras ecuaciones sus soluciones, nos solemos encontrar con singularidades.

El Big Bang generó las dimensiones desde una singularidad y la idea que tenemos de explosión como con las que estamos familiarizados, no es un concepto correcto, pues no estalló una gran cantidad de masa expandiéndose en el espació, pues fue la misma materia u energía en combinación con el espacio la que sufrió la expansión repentina.

No es un concepto fácil ni de explicar ni de transmitir, la cosmología dista mucho de ser una ciencia intuitiva pues se mueve con conceptos como dimensiones o singularidades que se nos escapan de nuestra experiencia habitual, y sólo podemos recurrir a comparaciones o analogías, casi siempre odiosas.

Según las observaciones de las supernovas de tipo 1a en galaxias lejanas y la variación minima de temperaturas observadas en el fondo de microondas, eco de la gran explosión, los científicos aceptan un valor para la edad del universo de unos 14.000 millones de años.

El universo inicialmente se encontraba lleno de energía muy densa y una alta temperatura y presión, de forma homogénea (uniformidad) e isótropa (proporciones idénticas). Tras el instante de singularidad inicial, se vio sometido a un enfriamiento e inflación muy rápido que produjo algo análogo a los cambios de fase que se estudian en termodinámica.

A los 10^-35 segundos, la expansión exponencial dieron como resultado la primera condensación e energía en materia, una sopa quántica relativista de quarks-gluones. A medida que se enfriaba el universo, la sopa cuántica se reestructuro en un proceso llamado bario génesis en la que surgieron los bariones que formarían el protón y neutrón. Fue en ese momento cuando se produjo una asimetría entre la materia y antimateria y aparecieron las cuatro fuerzas de la física, y las partículas quánticas que ahora conocemos.

En el proceso denominado núcleo síntesis primordial, los protones y neutrones se combinaron formando núcleos de hidrogeno (H1), deuterio (H2), isótopos del Helio He3 y He4 y el isótopo del Litio Li7. Este proceso duraría apenas unos 3 minutos y se iniciaría sólo cuando las temperaturas bajaron lo suficiente para permitir la fusión nuclear.

La Teoría del Big Bang predice las proporciones de estos elementos formadas en esos instantes (75% H1, 25% He4, 0,01% de deuterio y 10^-10% de Litio), y de hecho esa predicción constituye uno de los pilares más fuertes en la refutación de la Teoría, pues coincide con los observables.

 Los átomos más sencillos –hidrogeno y helio-, tal y como hoy los conocemos, no se formarían probablemente hasta pasados unos 300.000 años.

Con el tiempo, las regiones con mayor presencia de materia, se agruparon por fuerza de la gravedad, formando nubes de gas, estrellas y galaxias. El porque de la distribución, vendrá en buena medida determinada cuando obtengamos más y mejores medidas sobre la materia oscura, que actualmente se acepta que debe de representar el 80% de toda la materia presente en el Universo y que apenas acabamos de empezar a detectar.

El destino del Universo

Nos apoyamos sobre una Teoría bastante bien fundamentada y refutada por tres evidencias empíricas principales; la expansión del universo de acuerdo a la ley de Hubble, las medidas del fondo cósmico de microondas y la proporción de los elementos ligeros.

La Teoría del Big Bang explica satisfactoriamente el origen del universo e incluso su actual estado, pero encuentra grandes problemas para explicar su evolución o su final.

Hace unas décadas los cosmólogos se preguntaban si el universo continuaría expandiéndose indefinidamente (modelo de universo abierto), o bien si existiría suficiente materia para frenar la expansión y provocar un colapso (universo cerrado).

A la cantidad de masa necesaria para provocar que nos encontremos en un escenario u otro se la denominó densidad critica.

Si el universo se expande indefinidamente, las estrellas se iran apagando y la mayor separación e inter actuación de los sistemas impedirá nuevas generaciones de estrellas, la temperatura media del universo continuará bajando así como su densidad, de forma que el universo alcanzará el cero absoluto y objetos exóticos como los agujeros negros se evaporarían por efecto de la llamada radiación de Hawking (1976) que postula la emisión de energía en el horizonte de sucesos del objeto por fluctuaciones quánticas de las partículas debido a la aparición de pares partícula-antipartícula.

Sin entrar en más detalles físico-quánticos, el universo moriría térmicamente.

Sin embargo determinar con exactitud la cantidad de materia oscura, y la energía oscura que podría provocar una aceleración en la actual medida de la expansión del universo, son claves para determinar el destino del Universo

Los huecos del Big Bang

El actual modelo, basado en el Big Bang, no explica los primeros instantes tras la gran explosión, que esta íntimamente ligado a la teoría de la gran unificación.

Tampoco explica de forma satisfactoria la formación de las grandes estructuras observadas actualmente.

El hecho de que se haya observado una aceleración en la expansión del universo implica que la Teoría debe explicar de alguna forma ese observable, que en parte puede estar vinculada a la materia y energías oscuras, de las que conocemos muy poco.

Ilustraciones: Wikipedia

Image: ESA/ AOES Medialab; background: Hubble Space Telescope image (NASA/ESA/STScI)

Comenzaremos por Herschel. Herschel se podría decir que es el hermano mayor. Gracias a su espejo de 3,5 metros de diámetro se convertirá en el telescopio más grande jamás puesto en órbita, siendo casi vez y media mayor que el Hubble. Con un presupuesto de 1.100 millones de € está dotado con tres instrumentos de asombrosa precisión con los que estudiará el infrarrojo lejano. Estos instrumentos son una cámara y un espectrómetro de baja y media resolución para longitudes de onda de hasta 205 μm llamada PACS (Photodetector Array Camera and Spectrometer), una cámara y un espectrómetro de baja y media resolución para longitudes de onda mayores de 200 μm llamada SPIRE (Spectral and Photometric Imaging Receiver) y un espectrómetro de muy alta resolución llamado HIFI (Heterodyne Instrument for the Far Infrared). Todos ellos en conjunto permitirán a Herschel llevar a cabo observaciones que tratarán de dar respuesta a algunas preguntas abiertas de la cosmología. Y es que el Herschel se centrará en:

• Estudiar la formación y evolución de las galaxias elípticas y el núcleo galáctico en otras galaxias durante el primer tercio de la edad del universo.
• Tratar de comprender los procesos físicos y los mecanismos de generación de energía en las galaxias.
• Estudiar detalladamente los procesos físicos y químicos en el gas y polvo que todavía no se ha unido para formar estrellas o planetas. Esto ayudará a comprender cómo y por qué las estrellas se forman de nubes interestelare, y planetas se forman en discos circumestelares. También proporcionará pistas fundamentales sobre las moléculas orgánicas complejas encontraras, por ejemplo, en la atmósfera de los cometas.
• Tratar de comprender los procesos físicos y químicos en las primeras y últimas fases de la vida de una estrella mediante la observación de estrellas nuevas y viejas.

El motivo de estudiar el universo en el espectro infrarrojo es que esta radiación electromagnética puede atravesar nubes de gas y polvo interestelar, cosa que los telescopios ópticos no pueden. Así se pueden estudiar núcleos de galaxias o regiones de formación estelar, y al tratarse de una frecuencia baja, se pueden observar objetos fríos tales como estrellas pequeñas o muertas o nubes moleculares.

Este trabajo no puede hacerse en tierra porque nuestra atmósfera bloquea la mayor parte de la radiación infrarroja que le llega. Por tanto, Herschel se colocará en una órbita de 800.000 km alrededor del punto lagrangiano L2 para reducir al mínimo la contaminación en las medidas por parte de las emisiones de nuestro planeta. Se espera que Herschel opere al menos durante tres años, siendo el final de la misión el momento en que el helio que lleva para enfriar los instrumentos se acabe.

Image: Satellite image: ESA (AOES Medialab), background: NASA/WMAP

Pasemos ahora a Planck. Planck es un satélite más pequeño, pero que se encuentra a la altura de los más grandes. Posee un espejo de 1,5 metros de diámetro que le servirá para mapear el firmamento en busca de pequeñas anisotropías en el fondo cósmico de microondas. Con su presupuesto de 700 millones de €, a bordo de Planck se encuentran dos instrumentos extremadamente precisos: el instrumento para bajas frecuencias llamado LFI (Low Frequency Instrument) y el instrumento para altas frecuencias llamado HFI (High Frequency Instrument). Ambos se encargarán de barrer el universo en nueve frecuencias distintas que van desde los 30 GHz a los 857 GHz. Gracias a la mejora en precisión de Planck con respecto a satélites antecesores, como COBE y WMAP, Planck será capaz de detectar variaciones en la temperatura del fondo cósmico de microondas de unas pocas millonésimas de grado. Esto le permitirá realizar diferentes investigaciones tales como:

• Tratar de determinar las características fundamentales del Universo, tales como la geometría del espacio, la densidad de la materia normal y la velocidad a la que el Universo se está expandiendo.
• Comprobar si el Universo pasó por un período de rápida expansión acelerada justo después del Big Bang, conocido como inflación.
• Buscar “defectos” en el espacio, como por ejemplo cosmic strings.
• Medir de forma precisa las variaciones en el fondo de microondas que crecieron hasta dar lugar a galaxias y vacío.
• Estudiar los efectos distorsionadores de los cúmulos de galaxias más jóvenes en la radiación de fondo de microondas, dando las condiciones internas del gas en estos cúmulos.

Para conseguir estudiar esta reliquia del Big Bang conocida como fóndo cósmico de microondas y adentrarse en cómo era el universo de hace unos 14 millones de años, cuando solo tenía 380.000 años, hace falta alejarse de la Tierra, por lo que Planck también se situará en una órbita alrededor del punto lagrangiano L2. Su órbita será de 400.000 km, la mitad que Herschel. La misión de Planck durará al menos 15 meses, pudiendo prorrogarse durante otro año en función de los recursos disponibles para la refrigeración de los instrumentos.

Image: ESA (Image by C. Carreau)

Estos son, a grandes rasgos, los dos satélites que la ESA pondrá en órbita el 14 de mayo. Esperemos que el lanzamiento y el posicionamiento en órbita vaya bien, y que ambos nos ayuden a comprender mejor el universo y den respuesta a las incógnitas que hoy en día existen en la cosmología.

Si queréis más información y seguir la evolución de las misiones podéis acceder a la web oficial de Heschel y a web oficial de Planck.

Saludos

Créditos
Todas las imágenes están sacadas de la web de la ESA.

• Imágenes de Herschel
• Imágenes de Planck

Fuentes

• Ficha informativa de Herschel (PDF)
• Ficha informativa de Planck (PDF)
• Agradecer a D. Luigi Toffolatti (miembro del proyecto Planck) por cederme material para la elaboración de este artículo.

Prepárate para subir a una montaña rusa. Vamos a intentar resumir en quinientas palabras la historia y organización del Universo. Quizás te marees un poco, pero no te preocupes.

Según la teoría del Big Bang, el Universo comenzó hace 13.700 millones de años en una gran explosión. Era infinitamente pequeño y denso. Ahora es increíblemente grande y vacío. En el Universo primigenio solo existían el hidrógeno y helio, los átomos más simples. El Cosmos está gobernado por fuerzas: unas actúan a escala microscópica y otras a escala macroscópica. A escala microscópica, explican que protones, neutrones y electrones formen átomos. A mayor escala dominan el magnetismo y la gravedad. Cualquier fenómeno que conozcas se explica mediante la combinación de cuatro fuerzas y varias partículas. Según se fue expandiendo el Universo, los átomos se combinaron para formar elementos más complejos y éstos a su vez formaron los objetos celestes.

Para explicarle a un extraterrestre dónde vives no le valdría con tu dirección postal. Tendrías que describirle que habitas un planeta rocoso, el tercero en distancia que orbita al Sol. Alrededor del Sol orbitan otros planetas rocosos y gigantes gaseosos como Júpiter. También hay otros cuerpos más pequeños, como los satélites, los cometas y los asteroides. El Sol es una estrella mediana y está situada en uno de los brazos espirales de la Vía Láctea. La Vía Láctea es una galaxia con forma de huevo frito compuesta por 400 mil millones de estrellas. Hay otros muchos objetos en una galaxia: nubes de gases donde nacen nuevas estrellas, cúmulos globulares compuestos por miles de estrellas y un superagujero negro en el centro de la galaxia. La Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda son las dos galaxias más importantes del Grupo Local de Galaxias. El Grupo Local es uno de los 100 grupos que conforman el Supercúmulo de Virgo. Y este supercúmulo es tan solo uno de los millones de supercúmulos que hay en el Universo.

La mayor parte del Universo está vacío. Las distancias que hay de un objeto a otro son inmensas. Si el Sol tuviera el tamaño de una pelota de fútbol y la situáramos en Madrid, la estrella más cercana, Proxima Centauri, estaría más o menos en Nueva York. Las distancias en astronomía se suelen medir en años luz y equivale aproximadamente a diez billones de kilómetros: 10.000.000.000.000 km.

• La estrella más cercana al Sol, Próxima Centauri, está a 4 años luz.

• El  centro de la galaxia está a 30.000 años luz del Sol.

• Nuestra galaxia, la Vía Láctea tiene un diámetro de 100.000 años luz.

• La Galaxia de Andrómeda está a 3.000.000 de años luz.

• El Cúmulo de Virgo, con 2.000 galaxias y perteneciente a nuestro Supercúmulo, está a 60 millones de años luz.

En resumen, en nuestra galaxia hay literalmente millones planetas orbitando a cientos de millones de estrellas. Y en el Universo hay miles de millones de galaxias, con sus cientos de millones de estrellas, y sus respectivos cientos de millones de planetas. ¿En cuántos de ellos se ha desarrollado la vida? ¿Y vida consciente? ¿Cuántos Galileos habrán usado hoy por vez primera un telescopio en remotas civilizaciones? ¿Cuántas galaxias habrán sido colonizadas por ingenios artificiales? ¡Lástima que estén tan lejos para saberlo!

En los primeros instantes de vida del universo ni siquiera existían los más conocidos constituyentes de los átomos, tales como protones o electrones, sino que todo estaba formado por un plasma conocido como plasma de quarks-gluones. Poco a poco, y tras diferentes procesos físicos, fueron apareciendo los protones y neutrones, constituyentes básicos de los núcleos atómicos. Transcurridos unos 300.000 años aparecen ya los primeros átomos ya que con la disminución de la temperatura los núcleos atómicos pueden comenzar a captar electrones. Es a partir de entonces cuando se puede decir que nuestros átomos comienzan su andadura. Todo este proceso recibe el nombre de nucleosíntesis primordial.

Sin embargo apenas aparecen un par de tipos diferentes de átomos: diferentes isótopos de hidrógeno, de helio y el más “pesado” litio. Con estos tres elementos se formaron las primeras estrellas de nuestro joven universo. Ahora bien, ¿de dónde salieron el resto de elementos químicos? La respuesta es sencilla: de los procesos nucleares que tienen lugar en el interior de las estrellas en un proceso llamado nucleosíntesis estelar.

Nacimiento y vida de la estrella

A grandes rasgos y sin entrar en el tema de cómo se forman las estrellas, cualquier estrella empieza su vida siendo una gran bola supercaliente compuesta principalmente de hidrógeno. Debido a las reacciones de fusión termonuclear, dos átomos de hidrógeno (un protón) se combinan para dar lugar a uno de helio (dos protones). Este proceso genera una cantidad descomunal de energía que proporciona a la estrella combustible suficiente para sobrevivir durante un periodo comprendido entre millones de años (estrellas más grandes) y miles de millones de años (estrellas más pequeñas). Esta fase de la evolución estelar recibe el nombre de secuencia principal y ocupa un 90% del total de la vida de la estrella. Nuestro Sol, que es una estrella de las pequeñas, tiene actualmente unos 4.500 millones de años y está todavía en la mitad de su vida, así que tiene combustible para otro periodo de tiempo similar al que lleva vivido.

Pero todo en la vida se acaba, y llegado el momento, el hidrógeno comienza a escasear. Es entonces cuando el combustible de la estrella pasa a ser el helio (dos protones), que al combinarse da lugar al berilio (cuatro protones). Una vez que se acaba el helio se utiliza el berilio, y así sucesivamente. Contado de esta manera parece que todo es muy sencillo y que tan solo hay un tipo de reacción, pero esto no es así. Existen muchas reacciones diferentes englobadas en tres grupos: cadenas protón-protón, el ciclo CNO y el proceso triple-alfa. De esta forma se crean los elementos más ligeros de la tabla periódica.

Decadencia de la estrella

Una vez superada la etapa de secuencia principal, la estrella empieza con su decadencia. Esta etapa cambia mucho en función de la masa de la estrella, pero como nuestro objetivo es estudiar cómo surgen los elementos químicos, vamos a centrarnos únicamente en lo que ocurre en estrellas de más de 9 veces la masa de nuestro Sol. En estas estrellas, además de los procesos comentados antes de la quema de hidrógeno y de helio, se da también la quema de metales.

Una vez que el combustible básico se ha quemado se comienzan a utilizar metales (se incluyen también semimetales y gases nobles) para mantener la estrella activa. A medida que se queman metales más pesados la estrella se comprime y se aumenta la temperatura para facilitar los procesos de fusión. Se llevan a cabo cuatro procesos fundamentales en esta etapa: la quema del carbono (seis protones), del oxígeno (ocho protones), del neón (diez protones) y del silicio (catorce protones). En estos cuatro procesos se obtiene una amplia variedad de elementos químicos diferentes llegando finalmente hasta el hierro (26 protones) y el níquel (28 protones).

A lo largo de estos procesos la estrella ha ido diferenciándose por capas, como si fuera una cebolla, en la que los diferentes elementos químicos se han ido depositando en una capa determinada. En el centro de la estrella están los elementos más pesados como el hierro y el níquel.

En todas las transformaciones anteriores siempre hay una ganancia de energía, ya que la energía producida en la fusión es mayor que la energía necesaria para unir los átomos. El punto máximo es el del hierro, por lo que a partir de este metal, la energía obtenida es menor que la suministrada. Esto provoca que la estrella entre en decaimiento, lo que la lleva irremediablemente al fin de sus días.

Muerte de la estrella

El producto final tras la muerte de la estrella también depende de su masa. En nuestro caso particular de una estrella con una masa mayor de 9 veces la del Sol hay diferentes posibilidades. El más común es que la estrella termine sus días explotando en una supernova y convirtiéndose en una estrella de neutrones. ¿Cómo sucede eso?

Como vimos un poco más arriba, una vez superado el pico del hierro la estrella entra en decaimiento. Esto implica que la energía de las reacciones termonucleares no es suficiente para mantener la estrella unida y ésta se vuelve inestable. ¿Y por qué se vuelve inestable? Pues por un motivo muy sencillo. La condición que ha de cumplir una estrella para mantenerse estable es que la fuerza de la gravedad que la empuja a contraerse se compense con la energía de las reacciones termonucleares que la empujan a expandirse. Como ya os podréis imaginar, una vez que llegamos al punto en el que la energía de las reacciones nucleares es insuficiente para compensar la gravedad, algo malo debe suceder. Y así es. Las capas más exteriores de la estrella colapsan sobre sí mismas cayendo hacia el núcleo de la estrella, lo que recibe el original nombre de colapso gravitatorio.

Tras este colapso, las pesadas capas internas de la estrella, sufren un aumento de presión y temperatura. Esto produce que sigan dándose reacciones de fusión mediante procesos de absorción de neutrones o protones, cuyo resultado final son elementos superpesados como el uranio (92 protones). Sin embargo, la estrella no puede soportar esta situación por mucho tiempo y la presión de degeneración de los electrones hace que la estrella explote dando lugar a una supernova. La remanente final será una pequeña y densa estrella de neutrones.

Siembra estelar

Una vez que la estrella colapsa y explota, todo su material sale despedido al espacio. Gracias a esto, todos los elementos químicos que la estrella poseía se esparcen por el universo dando lugar a los elementos químicos que hoy conocemos. Esta es la mejor demostración de que nuestro Sol no es la primera estrella que vivió en esta zona del universo donde nos encontramos actualmente. Para que en la Tierra estén presentes elementos químicos superpesados como el uranio, en esta zona debió de existir una estrella mucho más masiva que el Sol que hace muchos miles de millones de años explotó como una supernova y sembró nuestro Sistema Solar con los elementos químicos que tenemos en nuestro planeta. Visto de otra manera, sembró los elementos químicos que hoy en día necesitamos para vivir.

Saludos

Para distancias “cortas” (astronómicamente hablando) tales como distancias a planetas o estrellas cercanas se utiliza la paralaje (sí, aunque suene raro es femenino). Este método ya se conocía desde principios del siglo XIX y consiste en utilizar dos puntos de la órbita de la Tierra alrededor del Sol como si fueran dos ojos. Me explico. Se observa la posición de una estrella por ejemplo en el mes de abril, y posteriormente se observa esa misma estrella en el mes de octubre. Al haber transcurrido 6 meses, la Tierra está situada en puntos opuestos de su órbita alrededor del Sol, lo que permite construir un triángulo entre la estrella y la Tierra que podemos usar para calcular la distancia. La estrella no se ve en el mismo lugar del firmamento ya que no son puntos que estén completamente fijos, sino que se desplazan por la galaxia al igual que lo hace nuestro Sol. Ésto provoca que haya un pequeño ángulo de diferencia que nos sirve para la medición. Así dicho es bastante enrevesado, pero con un dibujo fijo que lo entenderéis mucho mejor:

La p del dibujo es la mitad del ángulo que forma la posición en la que vemos la estrella en abril y en la que la vemos en octubre. Se mide en segundos de arco y se define a partir de una unidad de distancia llamada pársec, que equivale a 206265 UA, o lo que es lo mismo 3,26 años luz. Sabiendo cuánto es un pársec y aplicando simple trigonometría podemos saber fácilmente a qué distancia están los objetos a partir de dos puntos de referencia. Como ya os dije al principio la paralaje es más precisa en distancias “cortas” ya que a grandes distancias la variación en la posición del objeto a medir es demasiado pequeña y es más complicado medir.

En el siguiente paso están las Cefeidas. Una estrella cefeida es una estrella variable cuya luminosidad va cambiando con el tiempo de manera regular. Debido a esta variación, aparece una propiedad fundamental en el estudio de las Cefeidas que es su periodo. Éste se mide fácilmente mediante la observación de los máximos en la curva de luz (imagen de la izquierda), y puede ser utilizado para calcular la magnitud absoluta mediante la ley del periodo-luminosidad. Con esta simple relación entre el periodo y la luminosidad podemos calcular la magnitud absoluta; y por tanto podemos hallar la distancia a la que se encuentra sin más que aplicar la relación con la magnitud relativa tal y como vimos en la entrada del mes pasado. Este método es efectivo tan solo para estrellas dentro de nuestra galaxia y galaxias vecinas, pero se consigue gran precisión en el cálculo.

Para estudiar los objetos más allá de nuestra galaxia, es decir otras galaxias o cúmulos de ellas, se utiliza un sistema muy relacionado con las cefeidas pero más preciso: el estudio de las supernovas Ia. Una supernova Ia es un tipo especial de supernova caracterizada por la falta de la línea espectral del Helio y la presencia de la del Silicio. El cálculo de la distancia mediante el estudio de las supernovas tipo Ia es, como ya dije antes, muy parecido al de la Cefeidas. Todas las supernovas Ia conocidas tienen una curva de luz muy similar y con los máximos de emisión con magnitud también muy similar (en la gráfica de la derecha se observa perfectamente la curva de luz característica). Conocido dicho máximo de magnitud absoluta constante podemos acudir de nuevo a la relación con la magnitud relativa y obtener la distancia a la que se encuentran, tal y como hicimos con las Cefeidas. La principal diferencia y ventaja de este estudio frente al anterior es que gracias a la alta luminosidad de las supernovas Ia, se pueden observar fácilmente en cualquier galaxia y puede calcularse la distancia con mayor precisión.

Estas características de periodicidad de las Cefeidas y de luminosidad máxima constante en las curvas de luz de las supernovas Ia nos dan la posibilidad de utilizarlas como medida estándar de distancias, lo que se conoce como candela estándar.

Para terminar, os hablaré del sistema que se utiliza para medir las distancias a galaxias extremadamente lejanas o cúasares. Se trata del efecto Doppler. Este efecto es muy común en la Tierra para las ondas mecánicas, como por ejemplo el sonido. Es el efecto por el cuál escuchas más agudo el sonido de una ambulancia cuando se acerca a ti, y más grave cuando se te aleja. A grandes rasgos, esto se debe a una aglomeración de las ondas sonoras por delante de la ambulancia, provocando así el sonido más agudo (mayor frecuencia); y una disminución de las ondas en la parte de atrás, provocando el sonido grave (menor frecuencia). Sin embargo esto no solo ocurre en la Tierra con el sonido, sino que las ondas electromagnéticas como la luz también sufren el efecto Doppler. Un ejemplo terrestre del uso del efecto Doppler con ondas electromagnéticas es el radar que utiliza la policía para comprobar la velocidad que llevas con tu vehículo.

Si aplicamos esto al espacio, tenemos que observamos unas desviaciones en la longitud de onda de la señal que percibimos del cuerpo que estamos estudiando. Al igual que a la policía le sirve para saber a que velocidad viajas, ésto a los astrónomos y astrofísicos les sirve para saber si dicho cuerpo se está acercando o alejando de nosotros y la velocidad a la que lo hace. Cuando una estrella se acerca a nosotros, vemos como la frecuencia que nos llega es mayor que la emite (al igual que sucede en la ambulancia), y por tanto la longitud de onda es menor que la original. Esto hace que notemos un desplazamiento hacia el azul de la luz que recibimos. El caso contrario es que se aleja de nosotros, y en ese caso notamos que la frecuencia que nos llega es menor que la que emite realmente, por lo que se longitud de onda que vemos es mayor que la original. Esto hace que notemos un desplazamiento hacia el rojo. En el dibujo inferior se entiende mucho mejor.

Ahora os preguntaréis que como se puede saber la velocidad y la distancia a dicha estrella, y la respuesta es muy sencilla. Dependiendo de la variación de la frecuencia se puede saber si la estrella viaja más rápido o más despacio; del mismo modo que el radar sabe si vamos más rápido o más despacio con el coche. Y una vez que conocemos la velocidad, la distancia es muy fácil calcularla gracias a la Ley de Hubble. Esta ley nos dice de forma simplificada que la velocidad es igual a la distancia de la estrella multiplicada por una constante llamada constante de Hubble. Por tanto despejando la distancia ya tenemos lo que buscamos. Este método de medición mediante el efecto Doppler es bastante impreciso, ya que el valor de la constante de Hubble no está perfectamente determinado y además no sabemos si realmente es una constante ya que todo parece indicar que varía en el tiempo. Aún así el efecto Doppler solo funciona para objetos de fuera de nuestra galaxia, lo cual nos limita demasiado.

Como anécdota del efecto Doppler, comentar que los resultados observados al estudiar galaxias lejanas coincide con lo que postula la Teoría del Big Bang: la expansión del universo. Debido a esta expansión acelerada, las galaxias más lejanas deben alejarse más rápido que las más cercanas, y por tanto su corrimiento hacia el rojo debe ser mayor. Efectivamente, este hecho se verifica al estudiar el efecto Doppler que producen estas galaxias lejanas, lo que constituye una buena prueba experimental de la validez de la Teoría del Big Bang.

En resumen. Para objetos cercanos calculamos la distancia a la que se encuentran utilizando la paralaje. Para estrellas alejadas y galaxias vecinas utilizamos el estudio de las Cefeidas. Para galaxias lejanas utilizamos las supernovas Ia. Y para las galaxias extremadamente lejanas y cuásares utilizamos el efecto Doppler. Por orden de precisión en el cálculo tenemos en primer lugar el estudio de las supernovas Ia, en segundo el estudio de las Cefeidas, en tercero la paralaje, y por último tenemos el efecto Doppler como el sistema de medición de distancias menos preciso.

Saludos

Fuente de la curva de luz de la cefeida: Las Doce Mejores estrellas Variables
Fuente de la curva de luz de la supernova: Teacher’s Guide to the Universe by Lindsay M. Clark, MAP Education/Outreach Coordinator