TEMA 1: NUESTRO LUGAR EN EL UNIVERSO

1. Espectroscopía

Newton descubrió que, cuando la luz blanca incide sobre un prisma de vidrio, se

descompone en franjas de colores. A este arco iris se le llama espectro continuo de la

luz.

Si la luz se hace pasar por una muestra de gas, se observan algunas líneas negras en

ese continuo. En la imagen se observa el espectro del hidrógeno.

De este modo, comparando los espectros de luz procedente de las estrellas o las

galaxias con los espectros de elementos conocidos se puede conocer la composición

química de aquéllas. En la imagen se observa la comparación del espectro solar con los

del sodio y el hidrógeno.

De este modo, la espectroscopía resulta ser una técnica muy útil para la astrofísica. Por

ejemplo, así se ha conocido que las capas más exteriores del Sol están compuestas

fundamentalmente por hidrógeno y helio

2. El efecto Doppler

Aplicado en principio al sonido, es un efecto aplicable a todo tipo de ondas.

Cuando un objeto que emite ondas sonoras se acerca a nosotros, la frecuencia de la

onda que percibimos aumenta (y su longitud de onda disminuye), lo que se traduce en

un sonido más agudo. Por el contrario, si la fuente emisora del sonido se aleja de

nosotros, la frecuencia que percibimos disminuye (su longitud de onda aumenta) y

oímos un sonido más grave.

Lo mismo sucede con las ondas luminosas. Pero en este caso, un aumento de vibración

supone que vemos la luz más azul, mientras que una disminución de la frecuencia

supone que la vemos más roja.

El efecto Doppler ha sido de vital importancia para comprobar que los grupos de

galaxias se alejan los unos de los otros. En la imagen se observa la luz que recibimos de

una galaxia que se acerca y la de otra que se aleja.

Por ejemplo, si una galaxia se aleja de nosotros, en su espectro será posible detectar

las líneas características del hidrógeno, pero todas desplazadas hacia el rojo (hacia

menores frecuencias y mayores longitudes de onda) en una cantidad que depende de

la velocidad a la que se aleje.

3. La ley de Hubble

Es una ley experimental, obtenida después de décadas de observaciones, y establece

que el desplazamiento al rojo de la luz de una galaxia es proporcional a la distancia a la

que se encuentra. Dado que el desplazamiento al rojo está relacionado también con la

velocidad, la ley se expresa matemáticamente como

Siendo v la velocidad de recesión de la galaxia, D la distancia a la que se encuentra y H

la constante de Hubble.

Esta ley es considerada como la primera evidencia observacional del paradigma de la

expansión del universo, y actualmente sirve como prueba de soporte del Big Bang.

4. El origen del Universo. El Big Bang.

Si las galaxias se alejan unas de otras, parece lógico pensar que en el pasado

estuvieron más juntas. ¿Hasta qué punto?

A partir de la Relatividad General se obtienen las ecuaciones de Fridman, que

gobiernan la dinámica del Universo. Las soluciones de estas ecuaciones concluyen que

el Universo nació hace unos 13.700 millones de años. En ese momento su radio era

prácticamente nulo, y su densidad casi infinita (en matemáticas se llama una

singularidad, es decir, un punto en el que las ecuaciones dejan de ser válidas). Ese

estado de densidad infinita es lo que se conoce como Big Bang. En realidad, el término

fue inventado por Fred Hoyle para mofarse de la teoría, pero no parece que ocurriera

explosión alguna. Simplemente, a partir de ese instante el Universo empezó su

expansión (lo que se conoce como inflación).

5. El estado de plasma

Aunque solemos hablar de tres estados de la materia (sólido, líquido y gaseoso), que

son los más abundantes en la Tierra, en realidad la mayor parte del Universo visible

está en estado de plasma. A altas temperaturas, o como consecuencia de intensos

campos eléctricos, los átomos pierden sus electrones; ese estado de la materia

formado por núcleos desnudos y electrones libres se conoce como plasma. El plasma

presenta características parecidas a los gases, pero tiene otras propias (por ejemplo, la

gran conductividad eléctrica) que lo diferencian del estado gaseoso.

6. Fotones

Hay ciertos comportamientos de la luz (difracción, interferencia) que sólo pueden

explicarse admitiendo que la luz es una onda, pero otros (efecto fotoeléctrico) sólo son

explicables si se admite que la luz es una partícula. También se ha demostrado que las

partículas se comportan como ondas: es lo que se conoce como la dualidad onda-

partícula.

Las partículas asociadas a la radiación electromagnética (incluyendo a la luz) se

conocen como fotones. No tienen masa, pero por moverse a la velocidad de la luz

tienen energía. Y de acuerdo con la relación de Einstein que liga la masa y la energía

Se comportan como si tuvieran una masa dada por (despejando de la fórmula anterior)

Por esta razón decimos que los fotones tienen masa en reposo nula.

Su energía depende de la frecuencia: los fotones más energéticos corresponden a los

rayos gamma (γ), seguidos de los rayos X; los menos energéticos a las ondas de radio y

las microondas.

7. Pruebas del Big Bang

Una de las predicciones del modelo del Big Bang es la existencia de una radiación

cósmica de fondo.

En los primeros instantes del Universo, la temperatura sería tan alta que toda la

materia estaría en estado de plasma. En tal estado, los fotones de alta energía (debido

a la altísima temperatura) y los electrones libres del plasma chocarían continuamente,

y los fotones serían dispersados (cambiarían de dirección).

Con el tiempo la temperatura descendió lo suficiente para que los electrones y los

núcleos se combinaran para formar átomos. Al mismo tiempo, los fotones tendrían

poca energía y no podrían ionizar (arrancar los electrones) a dichos átomos. De este

modo, los fotones podrían viajar libremente por el espacio. El momento en que eso

ocurrió se conoce como era de la recombinación. Esos fotones, que pueden viajar

libremente por el espacio, nos siguen llegando hoy en día de todas las direcciones,

formando lo que se conoce como la radiación cósmica de fondo. Pero lo hacen con

menor energía debido a la expansión del Universo.

Gamow calculó que la era de la recombinación sucedió unos 380.000 años después del

Big Bang, y a partir de ahí logró calcular para los fotones de ese instante que siguen

llegando hasta nosotros una longitud de onda del rango de las microondas, por lo que

rebautizaremos a esta radiación con el nombre de fondo cósmico de microondas.

Penzias y Wilson detectaron en 1964 la radiación predicha por Gamow, dando así un

espaldarazo a la teoría del Big Bang.

8. Futuro del Universo

De acuerdo con las observaciones actuales, el Universo se está expandiendo de forma

acelerada (cada vez más rápida). Esta expansión acelerada se justifica apelando a la

existencia de una energía oscura, de naturaleza aún desconocida.

Esto provocaría que, transcurrido un tiempo suficientemente largo (miles de millones

de años) sucediera lo siguiente y en el orden dado:

a) Las galaxias se separarían enormemente entre sí.

b) La gravedad sería demasiado débil para mantener integrada cada galaxia.

c) Sólo quedarían estrellas aisladas.

d) Los sistemas solares perderían su cohesión gravitatoria.

e) Se desbaratarían estrella y planetas, y quedarían sólo átomos.

f) Los átomos serían destruidos una fracción de segundo antes del fin del tiempo, y

sólo quedaría radiación.

9. Etapas de la evolución del Universo

a) La etapa de la inflación: el Universo tremendamente comprimido se expandió,

creciendo a enorme velocidad. La temperatura es del orden de 1022 grados.

b) Formación de la materia: el Universo inflacionario estaba formado por partículas

subatómicas: quarks (constituyentes de los protones y los neutrones), electrones,

etcétera, todos ellos rodeados de cantidades inmensas de energía transportada

por los fotones. Al cabo de tres minutos la temperatura descendió hasta 109

grados, y los quarks se unieron para formar neutrones y protones.

c) Los primeros átomos: transcurridos 300.000 años, la temperatura es

suficientemente baja para que electrones, protones y neutrones se combinen para

formar los primeros átomos de hidrógeno y helio.

d) La luz: al unirse las partículas subatómicas en átomos, dejan de interferir con los

fotones, que pueden viajar libremente por el espacio. El Universo se hace

transparente y surge la radiación cósmica de forndo.

e) Estrellas y galaxias: unos 400 millones de años tras el Big Bang, algunas regiones

más densas se convierten en centros de atracción gravitatoria. En torno a ellas se

reunió más materia, formándose las nebulosas, las estrellas y los planetas. Más

tarde, estos cuerpos se reunieron formando galaxias.

f) La energía oscura: hacia los 9.000 millones de años tras el Big Bang, las galaxias

empiezan a viajar a velocidades crecientes. Se cree que la causa de esta

aceleración es una energía oscura de naturaleza desconocida, que actúa en contra

de la atracción gravitatoria. Este es en la actualidad el mayor misterio sin resolver

del Universo.

10. Composición del Universo

El Universo es esencialmente vacío, un vacío en el que hay miles de millones de

galaxias. Cada galaxia contiene miles de millones de estrellas, planetas y nebulosas

(nubes de gas y polvo constituido por partículas sólidas). La mayor parte de esta

materia es hidrógeno (75%) y helio (20%). Sólo un 5% corresponde al resto de los

elementos químicos. Esta materia es detectable a simple vista o mediante

instrumentos astronómicos, bien por la luz que emiten (estrellas y galaxias), bien por la

luz que reflejan (planetas y nebulosas). Sin embargo, toda esta materia supone sólo el

10% de la masa estimada del Universo.

¿Cómo lo sabemos?

Los datos obtenidos revelan un extraño resultado: el gas y el polvo del Universo

parecen estar sujetos a atracciones gravitacionales mucho mayores que las debidas a

la materia que podemos detectar. Se estima que hay un 90% de materia en el Universo

que no emite ningún tipo de radiación, de modo que es inobservable y se la conoce

como materia oscura. Por ser inobservable su naturaleza y composición son

desconocidas. Esta materia oscura se detecta gracias a los efectos gravitacionales que

provoca.

En resumen podemos decir que la composición del Universo es la siguiente:

11. Organización del Universo

Tomando como punto de partida la Tierra, podemos ver que:

a) La Tierra forma parte de un sistema planetario, el sistema solar.

b) El Sol es sólo una de los millones de estrella de nuestra galaxia, la Vía Láctea.

c) La Vía Láctea se integra dentro de un grupo de galaxias, el grupo local, formado

por tres galaxias espirales gigantes (la propia Vía Láctea y las galaxias de

Andrómeda y del Triángulo), junto con unas 30 galaxias más pequeñas, algunas de

las cuales son galaxias satélites de una de las mayores.

d) El grupo local se integra dentro de un conjunto de grupos llamado supercúmulo

de Virgo, formado por miles de galaxias y 1015 estrellas.

Todas estas estructuras están en movimiento continuo; no hay nada inmóvil en el

Universo, debido a la

a) Atracción gravitacional mutua, según Newton.

b) Curvatura del espacio-tiempo provocada por las masas, según Einstein.

12. Nacimiento, vida y muerte de una estrella

a) Nacimiento:

Supongamos una región donde existe una tenue nube de hidrógeno, y que dentro

de ella hay una región más densa (donde los átomos de hidrógeno están más cerca

los unos de los otros). Esta zona más densa ejerce mayor atracción gravitacional,

de modo que más y más partículas de gas se unen a ella. Al mismo tiempo que

esto ocurre, la nube de va contrayendo debido a su propia gravedad, y la

contracción provoca un aumento de temperatura.

Si la nube supera cierto valor de masa (masa de Jeans) y no supera cierto valor del

radio (radio de Jeans), en su centro pueden alcanzarse temperaturas

suficientemente altas (del orden de 15 millones de grados) como para que se

inicien las reacciones de fusión del hidrógeno. Tales temperaturas son necesarias

para vencer la repulsión eléctrica entre los núcleos de hidrógeno, todos con carga

positiva. Este proceso produce helio, y libera una gran cantidad de energía que

escapa al exterior. La nube de gas “se enciende”: ha nacido una estrella.

b) Vida

Durante su vida, la estrella consume hidrógeno que se convierte en helio. Este

helio se acumula en el centro. Hay dos fuerzas contrapuestas: la gravitatoria, que

tiende a hacer que la estrella colapse sobre sí misma, y la presión de los fotones

que salen de la estrella y que contrarresta a la gravitatoria. Durante un tiempo que

depende de la masa (mayor a menor masa) la estrella “vive” en equilibrio.

Cuando empieza a agotarse el hidrógeno disminuye el ritmo de la fusión y baja la

temperatura. Esto provoca un colapso gravitatorio. Pero al producirse el colapso

aumenta la presión y con ella la temperatura, que puede llegar a ser lo

suficientemente alta como para iniciar la fusión del helio. Esta fusión termina

produciendo carbono.

Si la masa es suficiente, al agotarse el helio y producirse un nuevo colapso, la

temperatura puede llegar a ser lo suficientemente alta para fusionar el carbono, y

así sucesivamente. El elemento más pesado que puede producirse en el interior de

las estrella es el hierro, y sólo en las más masivas.

En todo caso, el elemento final que pueda producir una estrella depende de su

masa.

c) Muerte

Cuando se agota el combustible, ya no pueden producirse más fusiones y la

estrella entra en la parte final de su vida. Cuál sea la muerte de la estrella

dependerá de su masa.

Para una estrella como el Sol, no se alcanzará la temperatura suficiente para que

se produzca en su centro la fusión del carbono. Cuando se haya acumulado mucho

helio en su centro, el Sol se contraerá. Esta contracción hará que se calienten las

capas adyacentes, que tenderán a expandirse (el Sol aumentará su radio) y

enfriarse. Con el enfriamiento los fotones son menos energéticos, y esto tendrá

como resultado que el Sol se volverá más rojizo. Estamos en la etapa de gigante

roja, en la que el tamaño de nuestra estrella será mayor que la órbita terrestre.

Mientras tanto, el núcleo habrá seguido contrayéndose y aumentando su

temperatura.

Cuando la temperatura central alcance los 108 grados, empezará a producirse la

fusión de helio en carbono, mientras alrededor del núcleo seguirá fusionándose

hidrógeno en helio.

Finalmente, cuando se agote el helio se producirá una nueva contracción que hará

aumentar la temperatura. Pero como una estrella de la masa del Sol no alcanzará

la temperatura necesaria para iniciar la fusión del carbono, este aumento de

temperatura hará que finalmente el astro expulse gran parte de su masa en forma

de nebulosa planetaria, quedando únicamente el núcleo solar que se convertirá en

una enana blanca y más tarde, al enfriarse totalmente, en una enana negra que ya

no emitirá ningún tipo de radiación.

Si la estrella tiene una masa suficientemente grande, podrá quemar carbono e

iniciar un nuevo ciclo. Pero, inevitablemente, el carbono terminará por agotarse, la

estrella se contraerá de nuevo, aumentará la temperatura en el centro y así

sucesivamente.

Cuando se ha agotado todo el combustible y la estrella tiene una zona central de

hierro, dado que este no se puede fusionar, se detendrán todas las reacciones y no

habrá nada para compensar la tremenda atracción gravitacional. La estrella se

contraerá a gran velocidad, y la temperatura aumentará hasta el extremo de

provocar una violenta explosión que expulsará la mayor parte de la masa a

velocidades increíbles: una supernova.

Tras la explosión, sólo queda de la estrella el antiguo núcleo. El destino de este

depende de la masa:

Si la masa no supera cierto límite, la contracción provoca que los

electrones y los protones se unan para formar neutrones, cuya presión es

suficiente para detener la contracción: se ha formado una estrella de

neutrones.

Pero si la masa excede ese valor límite, ni siquiera la presión de los

neutrones puede frenar la contracción. El colapso prosigue hasta que toda

la masa restante de la estrella tras la explosión se concentra en un

pequeño volumen. Tanta masa encerrada en tan pequeño volumen genera

un campo gravitacional tan intenso que ni siquiera la luz puede escapar de

él a cierta distancia de su centro: se ha generado un agujero negro.

Estos agujeros negros se detectan debido a que las estrellas que están

cayendo en él describiendo una espiral, emiten una intensa radiación de

rayos X.

Por ejemplo, el centro de la Vía Láctea contiene un agujero negro

conocido como Sagitario A, con una masa equivalente a tres millones de

soles. Las estrellas que lo rodean no caen sobre él porque están más allá

de la distancia de seguridad. Si sobrepasaran este punto de no retorno,

serían engullidas por Sagitario A.

Con todo, recientemente Stephen Hawking ha desarrollado una teoría según la

cual los agujeros negros “no son tan negros”: se evaporan a través de lo que se

conoce como “creación de pares de partículas virtuales”, un mecanismo que

no entraremos a discutir.

13. Origen de los elementos

En los primeros instantes de vida del Universo se formaron el hidrógeno y el helio,

además de algunas pequeñas trazas de otros elementos ligeros.

Durante mucho tiempo estos fueron los únicos elementos químicos existentes en el

Universo. Con la aparición de las estrellas, y a partir de procesos de fusión nuclear, se

formaron otros elementos, hasta llegar al más pesado de ellos que se puede “fabricar”

en una estrella: el hierro. El resto de los elementos se formaron en explosiones de

supernovas o mediante otros mecanismos como la captura neutrónica.

Esto significa que muchos de los átomos que integran nuestro cuerpo se formaron,

hace millones de años, en alguna estrella lejana a millones de grados.

14. Origen del Sistema Solar

Ya hemos visto como se formó el Sol: hace algo menos de 5.000 mil millones de años,

una nube de gas comenzó a contraerse en uno de los brazos espirales de la Vía Láctea.

Vivimos en un suburbio de nuestra galaxia, muy lejos del centro.

Probablemente la contracción se debió a la onda expansiva originada por la explosión

de una supernova, que a su vez contaminó la nube original con el material expulsado

en dicha explosión. Se han analizado granos de meteoritos recogidos por la misión

Stardust, y en ellos se han encontrado minerales que no podían estar presentes en la

nube original, además de elementos químicos que sólo pueden formarse en las

supernovas.

Tan pronto como la nebulosa colapsó, la conservación de una magnitud física conocida

como momento angular hizo que aumentara la velocidad de giro, al mismo tiempo que

se aplanaba, formando un disco protoplanetario.

La zona interior originó el protosol, del que procede el Sol.

De la zona exterior de esta nube de gas se formaron varios planetas, por el mecanismo

conocido como acreción: grupos de granos de polvo que chocaban entre sí y

permanecían unidos eran capaces, a su vez, de atraer más granos de polvo, de manera

que estos cuerpos fueron aumentando su tamaño formando lo que se conoce como

planetesimales. Estos planetesimales fueron creciendo, tanto por acreción como por

choques entre ellos, a lo largo de algunos millones de años.

Cerca del centro la temperatura era demasiado alta para que se conservaran los

elementos más volátiles, por lo que estos planetesimales conservaron sobre todo los

componentes de alta temperatura de fusión, y terminaron dando origen a los planetas

terrestres (interiores).

Más lejos del centro, donde la temperatura era más baja, se conservaron los

componentes más volátiles, que eran además los más abundantes, permitiendo que

los planetas exteriores captaran mayor cantidad de material. Además, la composición

de estos planetas es muy distinta a la de los interiores (sobre todo materiales que en la

Tierra serían gaseosos, pero que a la baja temperatura de esos planetas están en

estado sólido).

Del estudio de rocas traídas de la Luna por distintas misiones, y su posterior

comparación con las rocas terrestres, se ha podido deducir que la Luna tiene un origen

distinto al de otros satélites: se formó por la colisión de un planeta menor contra la

Tierra.

Una de las evidencias que apoyan esta hipótesis es que los materiales de bajo punto

de fusión son muy escasos en la Luna, y en cambio abundan los de punto de fusión

elevado. Por tanto, el material lunar debió sufrir un proceso de alta temperatura (a

consecuencia del choque) que expulsó los materiales de temperatura de fusión más

baja (volátiles) mientras que se concentraron los de temperatura de fusión más alta

(refractarios).

15. Exoplanetas

Con el nombre de exoplanetas nos referimos a planetas en órbita alrededor de una

estrella distinta del Sol. El primero se descubrió en 1995, y desde entonces su número

no ha dejado de crecer. La mayoría de los detectados son planetas gigante, aunque en

2007 se detectaron los primeros con masas sólo ligeramente mayores que la Tierra, y

se espera que en poco tiempo estemos en condiciones de detectar exoplanetas de

menor tamaño.

¿Cómo se detectan?

a) Por el pequeño bamboleo de la estrella alrededor de la cual giran.

Cuando el planeta pasa por detrás de la estrella, tira de ella alejándola de

nosotros, y provoca un desplazamiento hacia el rojo de la luz emitida por el astro.

Cuando el planeta pasa por delante, tira en sentido contrario y la luz que nos llega

de la estrella es más azul.

b) La disminución periódica del brillo de la estrella, cuando el planeta pasa por

delante de ella y la eclipsa parcialmente.

16. Condiciones para la vida en los planetas

A raíz del descubrimiento de los exoplanetas, se ha reabierto el debate en torno a la

posible existencia de vida más allá del sistema solar. Si pensamos en la vida tal y como

la conocemos en la Tierra, se hace imprescindible la existencia de energía, carbono,

agua líquida y una atmósfera, además de tiempo para que la vida evolucione hacia

formas complejas.

Entre otras, las circunstancias que favorecen el desarrollo y la permanencia de vida

compleja en un planeta (si entendemos la vida como la conocemos en la Tierra) son:

La distancia del planeta a la estrella: en planetas muy cercanos o muy

lejanos, la temperatura no permite la existencia de agua líquida.

Gravedad suficiente en el planeta: si la gravedad no es suficiente, el

planeta no puede retener su atmósfera. La pérdida de esta atmósfera hace

que la falta de presión atmosférica vaporice la hidrosfera. Además, la

presencia en la atmósfera de gases invernadero contribuye a aumentar la

temperatura en la superficie del planeta.

Un núcleo metálico fundido: al girar, el núcleo genera un campo

magnético que protege al planeta de los rayos X y gamma procedentes de

la estrella.

Presencia de un satélite grande: sin el anclaje gravitatorio de la Luna, la

inclinación del eje de rotación de la Tierra tal vez habría variado de modo

considerable a lo largo del tiempo, provocando grandes cambios

climáticos.

El tiempo de vida de la estrella: las estrella muy masivas queman el

combustible más rápidamente y viven menos tiempo que las de menor

masa. Dado que la vida requiere de mucho tiempo para evolucionar, sólo

las estrellas medianas o pequeñas tienen una actividad estable el tiempo

suficiente para que la vida evolucione.

Existencia de planetas gigantes cercanos: su intensa atracción gravitatoria

puede desviar asteroides, protegiendo a otros planetas de posibles

impactos.

Situación dentro de la Vía Láctea: lejos del centro de la galaxia, donde las

explosiones de supernovas que emiten una gran cantidad de radiación

perjudicial para los seres vivos son mucho más frecuentes.

Como ejemplo, la figura muestra la zona de habitabilidad del Sistema Solar:

17. Distancias en el Universo

Dependiendo de la distancia a la que se encuentre un objeto, se usan:

a) La unidad astronómica (UA): es la distancia media entre la Tierra y el Sol. Equivale

a 149.597.870 km)

b) El año luz: es la distancia recorrida en un año por la luz en el vacío (9,46 x 1012 km).

c) Parsec: equivalente a 3,26 años luz.