COLECCIÓNDIVULGACIÓN   Claroscuro   del Universo   MARIANO MOLES VILLAMATE   COORDINADOR   CONSEJO SUPERIOR DE INVESTIGACI...
Claroscurodel Universo
COLECCIÓNDIVULGACIÓNClaroscurodel UniversoMariano Moles Villamate (coord.)Xavier Barcons JáureguiNarciso Benítez LozanoRos...
Con la COLECCIÓN DIVULGACIÓN, el CSIC cumple uno de sus principales objetivos: proveer de materiales rigurosos y divulgati...
Índice    Agradecimientos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .   17    So...
3. Más allá de las galaxias. El Universo a gran escala . . . . . . . . . .                                    61     3.1. ...
AgradecimientosL   a investigación que desarrolla cada uno de los colaboradores de este opúsculo tiene el    soporte y la ...
Torrente en Puerto Mont (Chile).            Fotografía: C. M. Duarte.
Sobre los autoresMariano Moles Villamate es profesor de    Xavier Barcons es profesor deInvestigación del CSIC, en el Inst...
Narciso Benítez. Nacido en Barakaldo        Rosa Domínguez Tenreiro es                Jordi Isern es profesor de Investiga...
Isabel Márquez Pérez es científica          Vicent J. Martínez. Nacido en Valencia      Rafael Rebolo López es profesor de...
Introducción                                                          En efecto, las cosas que aparecen nos hacen         ...
sea por la excelencia del tema por sí mismo, ya sea por su novedad jamás oída en              todo el tiempo transcurrido,...
con el telescopio de Galileo, iba a cambiar de manera extraordinaria nuestrapercepción del Universo.    Resulta ya muy con...
que particularizan el modelo de Universo que mejor se ajusta de entre todos los que     ofrece la teoría.          En ese ...
modelo no fuese inferior a la del Universo-real, indicada por sistemas reconocidoscomo muy viejos, tales como los cúmulos ...
elementales y gravedad son incorrectas o incompletas. La mayoría de los expertos              cree que se necesita nada me...
1. Las estrellas, fábricas de   luz y generadores   químicos       Qué sería de la humanidad si no fuera         la presen...
cadena de sucesos que se produjeron        nombre. El continuo perfeccionamiento       todavía no se sabía que M31 era una...
llaman así porque se veían como              grandes rasgos, pero cuyos detalles son      permitido explicar las razones d...
determinar su distancia. Bien sabido es      indicador de la cantidad relativa de         se ilustra en la figura 1.1. En ...
un radio 100 veces superior al del Sol y     partir de consideraciones estadísticasuna luminosidad 50.000 veces mayor.    ...
el combustible estelar como vamos a ver     partículas) es igual en valor absoluto a   4x1033 ergios/s) durante unos 30a c...
nuclear. Ahora sí que la contradicción      estructura de las estrellas, hasta que en   propiedades, cuáles deben ser lasc...
Figura 1.3. Nebulosa de Orión, número 42 del                                                                              ...
precisamente, una medida de esasvelocidades), de modo que vanaumentando las probabilidades de que,a pesar de esa repulsión...
y fusionando los diferentes núcleos que      incorporar dos neutrones para poder        diversas posibilidades, aunque tod...
Pero este combustible, aunque es el más        de la fusión directa de dos núcleos de          Este proceso sigue operando...
entorno, generados por la participación      catastrófica si las condiciones del         que, en cada una de ellas, por el...
como venimos diciendo, ese aumento          más o menos fases, ya que el proceso         Hay, pues, otro aspecto clave ade...
región central de tal modo que, cuando       cuando el helio se agota en el centro, el   blanca de oxígeno y neón. La dife...
Figura 1.5. Imagen de NGC 2440 que muestra el último aliento de una estrella similar al Sol. La estrella entra en la fase ...
mantiene esencialmente por la presión            A medida que la combustión               interior del núcleo de hierro y ...
de extracción de energía, excepto           existen grandes diferencias entre losaquellos que se incorporan a la estrella ...
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Claroscuro del  universo
Upcoming SlideShare
Loading in …5
×

Claroscuro del universo

2,160 views

Published on

Agradecimientos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
Sobre los autores . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
Introducción . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
1. Las estrellas, fábricas de luz y generadores químicos . . . . . . . . 19
1.1. Las propiedades de las estrellas. El diagrama HR . . . . . . . . . . . . . . . 21
1.2. La física de las estrellas. El origen de la luminosidad . . . . . . . . . . . . 24
1.3. Nacimiento y vida de las estrellas. Reacciones nucleares . . . . . . . . . . 25
1.4. Últimas etapas de la evolución estelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
1.5. La química de las estrellas. La producción de elementos . . . . . . . . . 38
2. El mundo de las galaxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
2.1. Tipos de galaxias. El diapasón de Hubble . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
2.2. Las fuentes nucleares de luz no estelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
2.3. Dinámica de galaxias. La masa oculta de las galaxias . . . . . . . . . . . . 52
2.4. Formación y evolución de las galaxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 553. Más allá de las galaxias. El Universo a gran escala . . . . . . . . . . 61
3.1. La vecindad de nuestra Galaxia. El Grupo Local . . . . . . . . . . . . . . . . 62
3.2. Cúmulos de galaxias. Poblaciones galácticas
y la influencia del entorno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66
3.3. Masa de los cúmulos. Cómo pesar lo invisible . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
3.4. El Universo a gran escala . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
4. La Cosmología entra en escena . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 85
4.1. El reino de la Cosmología . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87
4.2. Los parámetros cosmológicos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91
4.3. Cosmología física. Geometría y observaciones . . . . . . . . . . . . . . . . . 92
4.4. El Universo evolutivo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 94
Epílogo. A modo de conclusiones . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107

1 Comment
0 Likes
Statistics
Notes
  • Hello,
    How are you doing and how is life down there in your Country? I guess you are having good time. My name is Cordelia . I would love to be communicating with you for a mutual and well established friendship. I am really consumed by your profile, giving me the impression that you will be a type i desire to have as a friend. Pleas i will like you to write me back on my email address(ask4pretycordelia@hotmail.com) so that we can share our photos and experience of life and every other things in common with each other. I will wait to hear from you.

    Take care of yourself.
    Cordelia
       Reply 
    Are you sure you want to  Yes  No
    Your message goes here
  • Be the first to like this

No Downloads
Views
Total views
2,160
On SlideShare
0
From Embeds
0
Number of Embeds
2
Actions
Shares
0
Downloads
42
Comments
1
Likes
0
Embeds 0
No embeds

No notes for slide

Claroscuro del universo

  1. 1. COLECCIÓNDIVULGACIÓN Claroscuro del Universo MARIANO MOLES VILLAMATE COORDINADOR CONSEJO SUPERIOR DE INVESTIGACIONES CIENTÍFICAS
  2. 2. Claroscurodel Universo
  3. 3. COLECCIÓNDIVULGACIÓNClaroscurodel UniversoMariano Moles Villamate (coord.)Xavier Barcons JáureguiNarciso Benítez LozanoRosa Domínguez TenreiroJordi Isern VilaboyIsabel Márquez PérezVicent J. Martínez GarcíaRafael Rebolo LópezCONSEJO SUPERIOR DE INVESTIGACIONES CIENTÍFICASMadrid, 2007
  4. 4. Con la COLECCIÓN DIVULGACIÓN, el CSIC cumple uno de sus principales objetivos: proveer de materiales rigurosos y divulgativos a un ampliosector de la sociedad. Los temas que forman la colección responden a la demanda de información de los ciudadanos sobre los temas que más les afectan:salud, medio ambiente, transformaciones tecnológicas y sociales… La colección está elaborada en un lenguaje asequible, y cada volumen está coordi-nado por destacados especialistas de las materias abordadas.COMITÉ EDITORIALPilar Tigeras Sánchez, directoraSusana Asensio Llamas, secretariaMiguel Ángel Puig-Samper MuleroAlfonso Navas SánchezGonzalo Nieto FelinerJavier Martínez de SalazarJaime Pérez del ValRafael Martínez CáceresCarmen Guerrero MartínezCatálogo general de publicaciones oficialeshttp://www.060.es MINISTERIO DE EDUCACIÓN Y CIENCIA© CSIC, 2007© Mariano Moles Villamate (coord.), Xavier Barcons Jáuregui, Narciso Benítez Lozano, Rosa Domínguez Tenreiro, Jordi Isern Vilaboy, Isabel Márquez Pérez, Vicent J. Martínez García y Rafael Rebolo López, 2007Foto portada: NGC 602, región de formación estelar en la Nube Pequeña de Magallanes, tomada por el Hubble Space Telescope.Reservados todos los derechos por la legislación en materia de Propiedad Intelectual. Ni la totalidad ni parte de este libro, incluido el diseño de la cubierta puedereproducirse, almacenarse o transmitirse en manera alguna por medio ya sea electrónico, químico, mecánico, óptico, informático, de grabación o de fotocopia, sinpermiso previo por escrito de la editorial.Las noticias, asertos y opiniones contenidos en esta obra son de la exclusiva responsabilidad del autor o autores. La editorial, por su parte, sólo se hace responsabledel interés científico de sus publicaciones.ISBN: 978-84-00-08536-0NIPO: 653-07-036-0Depósito legal: M-32.450-2007Edición a cargo de Cyan, Proyectos y Producciones Editoriales, S.A.
  5. 5. Índice Agradecimientos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17 Sobre los autores . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19 Introducción ............................................. 131. Las estrellas, fábricas de luz y generadores químicos . . . . . . . . 19 1.1. Las propiedades de las estrellas. El diagrama HR . . . . . . . . . . . . . . . 21 1.2. La física de las estrellas. El origen de la luminosidad . . . . . . . . . . . . 24 1.3. Nacimiento y vida de las estrellas. Reacciones nucleares . . . . . . . . . . 25 1.4. Últimas etapas de la evolución estelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33 1.5. La química de las estrellas. La producción de elementos . . . . . . . . . 382. El mundo de las galaxias .............................. 41 2.1. Tipos de galaxias. El diapasón de Hubble . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43 2.2. Las fuentes nucleares de luz no estelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50 2.3. Dinámica de galaxias. La masa oculta de las galaxias . . . . . . . . . . . . 52 2.4. Formación y evolución de las galaxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
  6. 6. 3. Más allá de las galaxias. El Universo a gran escala . . . . . . . . . . 61 3.1. La vecindad de nuestra Galaxia. El Grupo Local . . . . . . . . . . . . . . . . 62 3.2. Cúmulos de galaxias. Poblaciones galácticas y la influencia del entorno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66 3.3. Masa de los cúmulos. Cómo pesar lo invisible . . . . . . . . . . . . . . . . . 67 3.4. El Universo a gran escala . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 754. La Cosmología entra en escena . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 85 4.1. El reino de la Cosmología . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87 4.2. Los parámetros cosmológicos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91 4.3. Cosmología física. Geometría y observaciones . . . . . . . . . . . . . . . . . 92 4.4. El Universo evolutivo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 94 Epílogo. A modo de conclusiones . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107
  7. 7. AgradecimientosL a investigación que desarrolla cada uno de los colaboradores de este opúsculo tiene el soporte y la financiación del Ministerio de Educación y Ciencia, a través de los Programas Nacionales de Astronomía y Astrofísica y del Espacio. Cuentan también con la financiación y ayuda de los programas de investigación de sus respectivas comunidades autónomas, concretamente la Generalitat de Cataluña, la Generalitat de Valencia, la Junta de Andalucía, la Junta de Canarias, el Gobierno de la Comunidad de Madrid y el Gobierno de Cantabria. Agradecemos el esfuerzo de los integrantes del Observatori de l’Universitat de València por disponer de imágenes e ilustraciones de calidad adecuada. Queremos agradecer también a Susana Asensio por su trabajo y por su paciencia, digna del mejor de los astrónomos. El contenido de esta publicación pretende ser una recopilación estructurada de los avances que han producido la Astrofísica y la Cosmología en los últimos dos decenios. Son varios centenares los astrónomos de todo el mundo que dedican su esfuerzo a esta disciplina, a los que se vienen sumando físicos de otras especialidades, atraídos por la precisión y sentido físico que los primeros han sido capaces de dar a su trabajo. Y son muchos más los que, con sus elaboraciones y puntos de vista, intervienen también en los debates que se suscitan. Tratándose de un trabajo de presentación general, hemos considerado innecesario dar las referencias precisas a todos los trabajos específicos que han contribuido a dibujar el panorama que hemos descrito. De la misma forma, no hemos incluido referencias a trabajos, discusiones y conversaciones con colegas que han contribuido, sin duda, a configurar nuestras opiniones. 7
  8. 8. Torrente en Puerto Mont (Chile). Fotografía: C. M. Duarte.
  9. 9. Sobre los autoresMariano Moles Villamate es profesor de Xavier Barcons es profesor deInvestigación del CSIC, en el Instituto investigación en el Instituto de Físicade Astrofísica de Andalucía. Doctor en de Cantabria. Trabaja en AstronomíaCiencias por la Universidad de París. con rayos X, particularmente enSus campos de trabajo son la agujeros negros masivos y galaxiasAstronomía Extragaláctica y la activas. Ha sido asesor científicoCosmología. Fue co-director del de la Agencia Europea del EspacioObservatorio de Calar Alto y director (ESA) (2001-2005), gestor deldel IAA. Ha sido coordinador del área Programa Nacional de Astronomíade Física y Ciencias del Espacio de la y Astrofísica (2004-2006) y en laANEP. Ha recibido en 2007 el Premio actualidad encabeza la delegaciónde Investigación en Ciencias española en el Observatorio EuropeoExperimentales de la Junta de del Sur (ESO).Andalucía, Premio “Maimónides”. 9
  10. 10. Narciso Benítez. Nacido en Barakaldo Rosa Domínguez Tenreiro es Jordi Isern es profesor de Investigación(Vizcaya) en 1968. Recibió un máster catedrática de Astronomía y Astrofísica del CSIC y director del Instituto deen Física y Matemáticas con honores en el Departamento de Física Teórica Ciencias del Espacio (CSIC)/Institutpor la Universidad Estatal de Moscú de la Universidad Autónoma de dEstudis Espacials de Catalunya. Es“Lomonósov”. Doctorado en Física por Madrid. Doctora en Ciencias por las doctor en Física por la Universidad dela Universidad de Cantabria, y becario Universidades de París y Autónoma de Barcelona. Sus campos de trabajo son:postdoctoral en la Universidad de Madrid, ha trabajado en diferentes Astrofísica Nuclear y de Altas EnergíasCalifornia en Berkeley. Ha trabajado campos, particularmente en (explosiones de supernova, núcleo-como investigador científico en la Astropartículas, Cosmología y síntesis y emisión gamma) y EvoluciónUniversidad Johns Hopkins de Astrofísica Extragaláctica. En la Estelar (enfriamiento de estrellas enanasBaltimore, formando parte del proyecto actualidad su trabajo se centra en el blancas y sus propiedades comode la Advanced Camera for Surveys estudio de la formación y evolución de población fósil de la Galaxia).instalada en el Telescopio Espacial galaxias en un contexto cosmológicoHubble, y desde 2004 en el Instituto de mediante simulaciones numéricas, y suAstrofísica de Andalucía. En la comparación con datos observacionales.actualidad es investigador Científico delCSIC en el Instituto de Matemáticas yFísica Fundamental de Madrid.10
  11. 11. Isabel Márquez Pérez es científica Vicent J. Martínez. Nacido en Valencia Rafael Rebolo López es profesor detitular del CSIC desde 2003, en 1962, licenciado en Matemáticas por Investigación del CSIC en el Institutoinvestiga en el departamento de la Universidad de Valencia, doctor. de Astrofísica de Canarias. Ha llevadoAstronomía Extragaláctica del Realizó su tesis doctoral en el Instituto a cabo diversas investigaciones sobreInstituto de Astrofísica de Andalucía Nórdico de Física Atómica (Nordita). el origen de los elementos químicos, el(Granada). Se dedica Profesor titular de Astronomía y Fondo Cósmico de Microondas,fundamentalmente al estudio de la Astrofísica en la Universidad de estrellas de baja masa, enanas marronesactividad nuclear en galaxias de Valencia. Desde el año 2000 es el y exoplanetas. Ha sido responsable deldistintos tipos y en diferentes entornos. director del Observatorio Astronómico Área de Investigación del IAC.Miembro de la Unión de la Universidad de Valencia. SusAstronómica Internacional, forma parte trabajos de investigación estándel panel de expertos de la fundamentalmente dedicados al estudioComunidad Europea y del Comité de las galaxias y de la estructura delde Asignación de Tiempos del Universo a gran escala, siendo uno deObservatorio de Calar Alto. los científicos pioneros en la aplicación de los fractales en este campo. Es autor de dos libros de texto de nivel universitario. En el año 2005 obtuvo el Premio de Divulgación Científica “Estudi General” por su obra Marineros que surcan los cielos. 11
  12. 12. Introducción En efecto, las cosas que aparecen nos hacen vislumbrar las cosas no-patentes. AnaxágorasL a luz, si se nos admite usar esta denominación para la radiación electromagnética en todo el rango del espectro, es la señal que nos llega del Universo. La luz, parafraseando a Galileo, es la mensajera celestial que nos aporta la información sobre los astros, sus propiedades y sus vicisitudes. Desde las observaciones visuales sin ayuda instrumental, hasta las más recientes capaces de explorar todo aquel rango, desde las ondas de radio hasta los rayos γ más energéticos, las observaciones astronómicas han consistido en colectar primero y analizar después esa luz, débil, que nos llega de las estrellas. Aun sólo con las observaciones visuales, y valiéndose de instrumentos de medida de ángulos, la Astronomía de posición consiguió elaborar un panorama completo de los planetas y sus movimientos, y describir el Universo tal y como entonces se percibía. La entrada en escena del telescopio constituyó una extraordinaria revolución que supuso poner un nuevo Universo, infinitamente más vasto y rico que el anterior, a disposición de la ciencia que estaba emergiendo. Maravillado, Galileo abre su Sidereus Nuncius en 1610 con un Avviso Astronomico en el que dice al lector: Verdaderamente grandes son las cosas que propongo en este breve tratado a la visión y a la contemplación de los estudiosos de la naturaleza. Grandes, digo, ya 13
  13. 13. sea por la excelencia del tema por sí mismo, ya sea por su novedad jamás oída en todo el tiempo transcurrido, ya sea incluso por el instrumento, gracias al cual aquellas mismas cosas se han hecho manifiestas a nuestros sentidos.1 F. Brunetti, Galileo, Opere. I. Sidereus Nuncius El libro nos relata el descubrimiento de los planetas mediceos, que así llama su descubridor a los cuatro satélites mayores de Júpiter. Y las observaciones de la Luna, de las estrellas fijas y de la Vía Láctea. Con las revoluciones de los mediceos alrededor de Júpiter, profusamente ilustrada por Galileo en su obra, queda afirmado de manera rotunda el sistema copernicano, y con la actitud metodológica de Galileo se cimenta la Ciencia moderna. A partir de ese momento, el firmamento se convierte en fuente inagotable de descubrimientos y sorpresas. La aplicación, dos siglos más tarde, de la naciente espectroscopia al análisis de la luz estelar abrirá el camino de la Astrofísica y, con él, el de la comprensión de los fenómenos que se observan en el cielo. Mientras, Newton enunció su ley universal de la gravitación en 1687. Universal porque rige para todos los cuerpos, en la tierra y en los cielos. Se comprenden los movimientos de los planetas y se predicen sus posiciones. La confianza en su capacidad es total y, por un método en cierto modo análogo al que después nos ha permitido llegar a los conceptos que hoy maneja la Cosmología, se predice la existencia de otros planetas: las perturbaciones observadas en los movimientos de planetas conocidos con respecto a las predicciones de la teoría conducen a concluir que existen otros cuerpos aún no identificados que las causan. Incluso, se anticipa dónde deben encontrarse, y las observaciones consagran de manera indisputable la veracidad de la teoría. La luz reflejada por los planetas conocidos había conducido a reconocer la existencia y a descubrir nuevos planetas, que habían permanecido ocultos hasta entonces. Ése era el Universo para los científicos hasta comenzado el siglo XX. Los planetas con sus satélites, orbitando alrededor del Sol, y las estrellas, conformando, junto con nebulosas de diferentes formas y aspecto, la Vía Láctea. Nuestra Galaxia era, para los científicos de esas épocas, todo el Universo. La entrada en escena de nuevos y más poderosos telescopios en las primeras décadas de 1900, como antes 1. Grandi invero sono le cose che in questo breve trattato io propongo alla visione e alla contemplazione degli studiosi de la natura. Grandi, dico, sia per l’eccellenza della materia per sé stessa, sia per la novità loro non mai udita in tutti i tempi trascorsi, sia anche per lo strumento, in virtù del qualle quelle cose medesime si sono rese manifeste al senso nostro.14
  14. 14. con el telescopio de Galileo, iba a cambiar de manera extraordinaria nuestrapercepción del Universo. Resulta ya muy conocido el largo debate sobre la existencia de galaxias exteriorescomo para ni siquiera tener que resumirlo aquí. El hecho es que ese debate quedócerrado con los datos aportados por Hubble sobre las distancias a algunas de lasnebulosas conocidas, Andrómeda entre ellas. Quedaba fuera de toda duda que esasdistancias eran mucho mayores que el tamaño admitido para nuestra Galaxia y, porlo tanto, se trataba de nuevos sistemas, similares al nuestro y, en algunos casos,incluso mayores que la Vía Láctea. Acababa de descubrirse el mundo de las galaxias,con sus formas características, poblando el Universo en cualquier dirección que seobservase. De pronto, el Universo físico se había convertido en un enjambrepoblado por un inmenso número de galaxias diversas en formas, tamaños yluminosidades. El cambio que supuso ese descubrimiento fue fenomenal: si nuestraGalaxia tiene un tamaño aproximado de 100.000 años luz, Andrómeda, la máspróxima visible desde el Hemisferio Norte, se encuentra a más de 2.000.000 deaños luz. Había ya que usar un gran múltiplo de la unidad parsec (equivalente a3,28 años luz), el Mpc, para hablar de las distancias de las galaxias. A partir de ese momento, podemos comenzar a hablar de Cosmología en elsentido moderno de la palabra. La revolución cosmológica que se produce tiene, porotro lado, un nuevo soporte teórico necesario: la Teoría de la Relatividad Generalde Einstein de 1905, una nueva formulación de la teoría de la gravedad, quecontiene y supera a la de Newton. La conjunción de ambos descubrimientos haráposible el florecimiento que hoy conocemos. El avance, en materia de Cosmología, será sin embargo lento. Los datos setoman con dificultad debido a la poca sensibilidad de los detectores usados hastatiempos relativamente recientes. De modo que la acumulación de información,necesaria para poder extraer conclusiones fiables, es muy costosa. Es por ello deresaltar el golpe de genio que supone el hallazgo por el mismo Hubble de la ley quelleva su nombre, y que nos dice que la distancia a la que se halla una galaxia está enrelación directa con el desplazamiento hacia mayores longitudes de onda (de ahí elnombre de desplazamiento hacia el rojo) de sus líneas espectrales. Y que esa relaciónes de simple proporcionalidad cuando esas galaxias no están demasiado lejos. La ley de Hubble se constituye en la piedra angular de la Cosmología actual. Suinterpretación en términos de expansión del Universo nos proporciona una visiónestructurada y evolutiva del mismo, descrita por modelos extraídos de la RelatividadGeneral de Einstein. El problema a resolver está bien formulado y, por tanto, setrataría solamente de encontrar, con las observaciones, los valores de los parámetros 15
  15. 15. que particularizan el modelo de Universo que mejor se ajusta de entre todos los que ofrece la teoría. En ese recorrido de décadas hacia la determinación de esos parámetros, el progreso en el conocimiento astrofísico ha sido extraordinario. Y, con el conocimiento, han ido viniendo las sorpresas. Nuestra guía sigue siendo el análisis de la luz que nos llega de los astros, pero lo visible muy pronto apuntó hacia lo que no veíamos. Así, desde los primeros análisis, la dinámica de los cúmulos de galaxias ya indicaba claramente la presencia de materia que, si bien no veíamos, se manifestaba por su acción gravitatoria. Como en el caso de Neptuno, o de la compañera de Sirio, su presencia no había sido delatada por su propio brillo, sino por su efecto en los movimientos de los cuerpos que forman parte del mismo sistema. Sólo que ahora, como se iría poniendo de manifiesto poco a poco, juntando argumentos diferentes, esa materia no estaba simplemente oculta (como se le llamó en un principio), sino que resultaba ser de una naturaleza diferente a la que constituyen las estrellas, los planetas o a nosotros mismos. Aparecía en escena la materia oscura. Los argumentos sobre su existencia y características básicas se han ido multiplicando con los años, aunque sigue sin haber sido caracterizada. Podemos decir, salvo que consideremos errónea la teoría gravitatoria actual, que ha sido ya descubierta, puesto que sus efectos están medidos. Pero no sabemos cuál es su naturaleza y propiedades, lo que está motivando importantes esfuerzos observacionales en la confluencia entre la Física de partículas y la Astrofísica. La estructura básica del Universo, la métrica del espacio-tiempo, se ha ido determinando paulatinamente, usando fuentes cada vez más lejanas, que permiten una mejor separación entre las predicciones de los diferentes modelos. Y con la capacidad de medidas cada vez más precisas ha llegado la segunda gran sorpresa: la expansión del Universo es acelerada. Dado que la presencia de materia y energía, cualesquiera que sean sus naturalezas, sólo puede frenar la expansión por sus efectos gravitatorios, se deduce que debe haber una nueva componente, que se comporte de manera diferente, que sea responsable de esa aceleración de la expansión. Una componente de ese tipo fue ya incluida por Einstein en su teoría, no en su primera formulación, pero sí cuando elaboró el primer modelo cosmológico y quiso darle estabilidad: la constante cosmológica. No tuvo buena prensa al principio, precisamente por haber sido introducida ad hoc para salvar el modelo estático, lo que significó, de hecho, el retraso en la admisión de los primeros modelos evolutivos de Friedman. Pero no desapareció nunca completamente de la escena cosmológica, ya que se recurrió a ella en varias ocasiones para conseguir que la edad del Universo-16
  16. 16. modelo no fuese inferior a la del Universo-real, indicada por sistemas reconocidoscomo muy viejos, tales como los cúmulos globulares. Pero su estatus comoingrediente necesario para comprender los datos disponibles, que apuntan a que laexpansión es acelerada, es relativamente reciente. Con un añadido, y es que, en ellado teórico, aun manteniendo la posibilidad de que sea una constante de la teoría,se ha ensanchado el concepto para abarcar la posibilidad de que se trate de unaentidad física, totalmente desconocida por el momento, que también evolucionecon el tiempo. Estamos hablando de la energía oscura. Entre los triunfos de la Cosmología actual, convertida en herramientafundamental para determinar los diferentes parámetros cosmológicos, está sin dudala predicción y descubrimiento de la radiación cósmica de fondo. Esa radiación, queproducía un extraño ruido en la antena que estaban caracterizando Penzias yWilson, se ha revelado como una componente cosmológica, la más homogénea eisótropa del Universo, que nos informa de una época remota en la que el Universoestaba mucho menos diferenciado y estructurado que ahora. El análisis de suspropiedades y de sus minúsculas irregularidades ha abierto un auténtico camino realpor el que nuestro conocimiento cosmológico dará, sin duda, un gran saltoadelante. Junto con las otras componentes de la disciplina, está haciendo posible elconocimiento del Universo con una precisión y detalle inimaginables hace tan sólounos años. Conocimiento que, no sería de extrañar, nos llevará a nuevas sorpresasy nuevos retos que constituirán los objetivos de la Cosmología inmediatamentefutura. No sin cierta ironía, presentida desde muy antiguo, el hilo de la luz que nosllega del cielo nos ha ido conduciendo hacia la evidencia de que, finalmente, esaparte luminosa del Universo no sería sino una minúscula fracción de su contenidototal. Contenido que, por ahora, sólo hemos sido capaces de nombrar como materiay energía oscuras, y a cuyo desvelamiento se están orientando grandes esfuerzoscoordinados tanto en el dominio observacional como en el teórico. Pequeña partesí, pero como el hilo de Ariadna, imprescindible para salir de este hermoso laberintoal que el desarrollo de la Astrofísica y la Cosmología en las últimas décadas nos haconducido. Y que nos llevará, como no puede ser de otra forma, a un nivel superiorde comprensión del Universo y de los astros. Como se dice en un informe reciente sobre la necesidad de coordinar esfuerzospara abordar el estudio de la energía oscura: La aceleración del Universo es, junto con la materia oscura, el fenómeno observado que de forma más directa demuestra que nuestras teorías de partículas 17
  17. 17. elementales y gravedad son incorrectas o incompletas. La mayoría de los expertos cree que se necesita nada menos que una revolución en la manera en que comprendemos la física fundamental para entender plenamente la aceleración cósmica.2 Albrecht et al., Report of the Dark Energy Task Force, Abstract, 2006, astro-ph/0609501 Es fácil también comprender por qué la revista Science, al listar los 100 problemas más interesantes de la Ciencia, pone el de la energía oscura en primer lugar. Si la Ciencia avanza sobre todo cuando se plantean nuevos problemas fundamentales, no cabe duda de que la Astrofísica y la Cosmología han hecho una aportación extraordinaria, desafiando a la Física a resolver los problemas que la paciente acumulación de datos y elaboraciones ha planteado. MARIANO MOLES VILLAMATE Coordinador 2. The acceleration of the universe is, along with dark matter, the observed phenomenon that most directly demonstrates that our theories of fundamental particles and gravity are either incorrect or incomplete. Most experts believe that nothing short of a revolution in our understanding of Fundamental Physics will be required to achieve a full understanding of the cosmic acceleration18
  18. 18. 1. Las estrellas, fábricas de luz y generadores químicos Qué sería de la humanidad si no fuera la presencia de una nueva estrella en la por la débil luz que nos llega de las estrellas. constelación de Casiopea. Esta nova Jean Perrin stella apareció súbitamente en el firmamento, se debilitó gradualmente La ruptura aristotélica de la unidad con el transcurso de los días y meses y,del Universo y su visión dual con el finalmente, desapareció. Durante todomundo sublunar habitado por los este proceso, su posición con respecto ahumanos, efímero, corruptible, impuro las estrellas fijas permaneció invariable,y variable, con una atmósfera llena de por lo que debía moverse en los mismoscometas, meteoros y auroras, y el círculos perfectos que seguían lasmundo astral, eterno, puro y demás, lo que demostraba que era unarmonioso, ocupado por el Sol, el astro miembro de pleno derecho de la octavaperfecto e inmaculado, los planetas y las esfera. La conclusión inevitable era queestrellas fijas, dominó durante siglos en las estrellas están sujetas a las mismasla civilización occidental. Cada uno de imperfecciones que los habitantes delestos planetas ocupaba una esfera y las mundo sublunar, de modo queestrellas ocupaban la octava y última, quedaba demostrado que no había dostodas con el centro en la Tierra. mundos cualitativamente distintos, sino Esta concepción aristotélica estalló que todos eran uno.definitivamente cuando Tycho Brahe Por entonces Copérnico ya habíadescubrió, el 11 de noviembre de 1572, planteado la teoría heliocéntrica y la 19
  19. 19. cadena de sucesos que se produjeron nombre. El continuo perfeccionamiento todavía no se sabía que M31 era unaa continuación es sobradamente de los telescopios permitió demostrar galaxia), que alcanzó una magnitudconocida. Kepler, después de analizar también que las estrellas eran astros visual de seis, es decir, el límite delas observaciones de los planetas similares al Sol, lo que planteó de detección a simple vista. A finales derealizadas por Tycho, descubrió las inmediato una cuestión fundamental: si 1920, cuando se revisó la escala deleyes del movimiento planetario las estrellas son simples esferas de gas distancias, se vio que las nebulosasalrededor del Sol, el nuevo centro. incandescente, debían tener una vida espirales estaban muy alejadas deGalileo inventó el primer telescopio y finita, es decir, debían nacer y debían nosotros y que cada una de ellas era, endemostró por primera vez que la Luna morir. La pregunta era pues ¿cómo realidad, una inmensa aglomeración detenía montañas y lo que él llamó mares, nacen y cómo mueren las estrellas? Los estrellas. Es decir, de pronto seque Júpiter se comportaba como un indicios sobre la muerte de las estrellas descubrió que las estrellas formabansistema planetario en miniatura y que el pronto se hicieron evidentes, pero no grandes islas bien diferenciadas —lasSol, el astro perfecto, tenía manchas. ocurrió lo mismo con los indicios sobre galaxias— separadas por centenares deFinalmente, Newton descubrió, con la su nacimiento. miles o incluso millones de años luz.ley universal de la gravitación, el Paradójicamente, lo que se había Esto significaba que las novasmecanismo que controla el movimiento bautizado como estrellas nuevas extragalácticas debían serde los astros. Como consecuencia de correspondía en realidad a etapas extremadamente brillantes y claramenteestas ideas, durante muchos años hasta tardías y aun finales de la evolución distintas a las novas habituales. En elbien entrado el siglo XX, prevaleció la de las estrellas, como iba a verse año 1933, Baade y Zwicky propusieronidea de un Universo ilimitado y lleno posteriormente. En efecto, a finales del llamarlas super-novas. Pronto vieron quede estrellas, regido por las leyes siglo XIX ya se sabía que las nuevas el fenómeno debía estar relacionadoarmoniosas de la mecánica celeste. estrellas de Tycho o novas no eran con la muerte de las estrellas, pues La introducción de las técnicas astros que acabaran de nacer, sino que durante una erupción de estasespectroscópicas permitió a Fraunhofer eran objetos ya existentes que características se expulsaban gases aobtener en 1814 el primer espectro experimentaban un aumento brusco de velocidades de entre 5.000 y 10.000solar. Lo que, junto con los trabajos su luminosidad, de hasta 60.000 veces km/s, por lo que un simple cálculoposteriores de los físicos el valor inicial, para ir después mostraba que la energía implicada eraespectroscopistas, permitió demostrar recuperando paulatinamente su brillo del orden de 1051 ergios y la masaque el Sol es una esfera autogravitante normal. Pronto se vio, sin embargo, expulsada claramente superior a la delde gases incandescentes, con una que entre las novas existía una variedad Sol. Ante estas evidencias, propusierontemperatura superficial de 5.780 K, asociada a las nebulosas espirales que eliminar el guión y denominarlasy con los mismos elementos químicos alcanzaban máximos de luminosidad supernovas, para enfatizar que se trata deque se encuentran en la Tierra. Con la muy superiores a lo habitual. El caso un fenómeno con entidad propia y nosalvedad, como es bien sabido, del más significativo fue el de la catalogada una simple variedad de novas.helio, elemento que era desconocido en como S Andromedae, descubierta en Las nebulosas planetariasla Tierra y que se descubrió por primera 1885 en la nebulosa espiral de proporcionan el segundo ejemplo delvez en el espectro solar, de ahí su Andrómeda o M31 (por aquel entonces proceso de acabamiento estelar. Se20
  20. 20. llaman así porque se veían como grandes rasgos, pero cuyos detalles son permitido explicar las razones de laspequeños objetos extensos, como si de gran complejidad. En efecto, en propiedades estelares que observamos,fuesen planetas, con los telescopios de términos generales, una nube en sus detalles y variedad. Pero ellos siglos pasados. Las primeras interestelar está sometida a dos fuerzas, primer paso necesario para llegar a esafotografías ya revelaron la gran belleza la gravitatoria que tiende a concentrar teoría de la evolución estelar fue sinde estos astros que están constituidos la materia y las fuerzas de presión duda la acumulación de datos depor anillos de gases (en imágenes de debidas a la agitación térmica de los observación de calidad y sugran resolución y sensibilidad se aprecia átomos y moléculas del gas que tienden sistematización y estudio. Por ahíque tienen una estructura mucho más a dispersarla. Cuando la energía vamos a comenzar.compleja), que se expanden a una gravitatoria, que es negativa y dependevelocidad de entre 10 y 30 km/s. En el de la masa y radio totales del sistema,centro del anillo se encuentra una supera en valor absoluto a la energía 1.1. Las propiedades deestrella muy brillante y caliente, de térmica, que depende de la temperatura las estrellas. El diagrama HRpequeño diámetro. La teoría de la y la masa total, es cuando se dice queevolución estelar nos permite empieza el proceso de nacimiento de El dato primario que puede extraerse decomprender que se trata de una fase una estrella. Esta circunstancia, la observación de las estrellas es el de sutardía de la evolución estelar en la que conocida como condición de Jeans, brillo o, más técnicamente, sula estrella se hace inestable y expulsa indica que las estrellas deben nacer en el luminosidad aparente. Más allá deluna parte de sus capas que se interior de regiones frías y densas, brillo, la simple inspección visual delconvierten en ese anillo de gases, totalmente opacas a la radiación visible, cielo nos permite distinguir entre elquedando la estrella desnuda en el y que solamente son observables con color azul-blanco de estrellas comocentro. Los cálculos así lo indican, y radiación infrarroja o radio, por lo que Sirio y el rojizo de Betelgeuse. Esosnos muestran que la masa de los gases para encontrar pruebas observacionales colores de las estrellas, captados de tanes comparable a la estrella central, lo del nacimiento de las estrellas se tuvo simple manera, nos informan sobre susque pone de manifiesto la violencia del que esperar a que se desarrollaran los características físicas básicas. Dicho defenómeno. También se conoce hoy que instrumentos y los métodos para operar un modo algo más técnico, del usotodo el proceso es relativamente rápido a esas longitudes de onda. de la información de la luminosidady que los gases se dispersarán en un Entre el nacimiento y la muerte se de una estrella en dos o más bandastiempo muy corto, de unos 100.000 encuentra todo el proceso de la espectrales, se podrán sacaraños. evolución estelar, que encierra y explica conclusiones sobre sus propiedades Vislumbrar el nacimiento de las el misterio de la producción de energía generales.estrellas resultó mucho más difícil luminosa en las estrellas y de su Antes de continuar debemos hacerporque es mucho menos espectacular y funcionamiento. Desentrañarlo ha un pequeño paréntesis para comprendermanifiesto. Por razones físicas se llegó a significado uno de los grandes triunfos las dificultades de la tarea. Para poderla conclusión de que las estrellas nacen de la ciencia, que nos ha dado la obtener información sobre lasen el seno de nubes frías interestelares, posibilidad de entender cómo nacen, propiedades intrínsecas de un astro aen un proceso del que se conocen los viven y mueren las estrellas. Y nos ha partir de las observadas, es necesario 21
  21. 21. determinar su distancia. Bien sabido es indicador de la cantidad relativa de se ilustra en la figura 1.1. En esa figuraque ése es un problema mayor en energía que se emite en cada región también se señalan las líneas de radioAstronomía, que sólo sabemos resolver espectral, que caracteriza su tipo constante. Está claro que lacon suficiente precisión para un espectral. Éste, a su vez, es un indicador luminosidad de una estrella va apequeño número de casos. La manera directo de la temperatura superficial de depender de la temperatura y de lade aplazarlo es considerar propiedades la estrella, puesto que, en la medida en superficie radiante, es decir, delrelativas entre diferentes estrellas que una estrella se comporta en primera tamaño. De modo que de dos estrellas(también se usa la misma técnica para el aproximación como un cuerpo negro, con la misma temperatura, digamoscaso de galaxias) que pertenecen a una cuanto más azulado sea su brillo, mayor Procion-B y Altair, la más luminosa esmisma entidad, sea una asociación o un tiene que ser su temperatura superficial. también la de mayor tamaño. Así,cúmulo estelar y que, por lo tanto, En principio podría esperarse que cuando hablamos de estrellas gigantes oestán a la misma distancia. De esta cualquier combinación de luminosidad enanas, nos estamos refiriendo tanto alforma podemos estudiar las diferencias y temperatura es posible, de modo que radio como a la luminosidad.en propiedades y fase evolutiva de las el plano luminosidad-color o diagrama Aunque la mayoría de las estrellas seestrellas, si bien, al final, habrá que HR debería estar poblado de manera sitúa en la Secuencia Principal, existencalibrar la distancia de algunas de ellas, más o menos uniforme. Sin embargo, otras zonas del diagrama HR que estánpor lo menos, para así conocer las los datos claramente demuestran lo pobladas de estrellas. Así, no sólo haypropiedades intrínsecas de todas las contrario. La gran mayoría de las estrellas amarillas o rojas en dichademás. estrellas se encuentra situada sobre una Secuencia, sino que también aparecen Dada la brevedad de la vida de la banda relativamente estrecha, formando agrupaciones menos pobladashumanidad, no es posible seguir la vida denominada Secuencia Principal (ver que se hallan situadas por encima dede una estrella para identificar las figura 1.1), que va desde valores de alta ésta. Estas estrellas reciben el nombrediferentes fases evolutivas. De modo luminosidad y temperatura superficial genérico de gigantes, debido a que suque será necesario caracterizar estrellas muy elevada, que corresponden a las radio es mucho mayor que el del Sol,en diferentes fases y ordenarlas en el estrellas llamadas gigantes azules, hasta tal como puede apreciarse en la figurasentido evolutivo, sin esperar a poder los de baja luminosidad y temperatura 1.1. Ejemplos conocidos son:presenciar todo el proceso. La superficial muy baja, que corresponden Aldebarán, Pólux y Arturo. También seherramienta observacional que permitió a las llamadas estrellas enanas rojas. En aprecia en el diagrama una banda deestablecer la conexión evolutiva entre la zona central de esa Secuencia se estrellas de alta luminosidad que va dellos distintos tipos de estrellas y captar encuentra el Sol, de color amarillo, con azul al rojo, las estrellas supergigantes,sus fases es el llamado diagrama HR una luminosidad moderada y una que son las más luminosas de todas.(figura 1.1). En el año 1910, los temperatura superficial próxima a los Como ejemplos podemos citar, entreastrónomos Hertzsprung y Russell 6.000 grados, como ya dijimos. Además las rojas a Betelgeuse, en Orión, queestudiaron la relación que existía entre de nuestro Sol, estrellas como Beta tiene un radio 400 veces mayor que ella luminosidad de las estrellas, que es el Centauri, Spica, Bellatrix, Vega, Sirio, del Sol y una luminosidad 20.000 vecesdato primario, y sus colores. La razón Proción o α-Centauri, pertenecen mayor, y entre las azules, puede citarseestá en que el color de una estrella es un también a la Secuencia Principal, como a Rigel, también en Orión, que tiene22
  22. 22. un radio 100 veces superior al del Sol y partir de consideraciones estadísticasuna luminosidad 50.000 veces mayor. elementales, que las estrellas pasan Por último, existe una clase de mucho más tiempo de sus vidas en esaestrellas situadas muy por debajo de la región del diagrama que en cualquierSecuencia Principal que se denominan otra y, por lo tanto, la etapa evolutiva Figura 1.1. El diagrama HR muestra cómo seenanas blancas, que se caracterizan por a la que corresponde la Secuencia hallan distribuidas las estrellas en función de sutener un radio muy pequeño y, en Principal es la más larga de todas. Algo brillo intrínseco y su temperatura superficial. En ordenadas se halla representada lamuchos casos, una temperatura que la teoría permitirá comprender en luminosidad en escala logarítmica y ensuperficial muy elevada. Sirio B es un términos físicos. abscisas, la temperatura, ordenada de mayor abuen ejemplo, pues tiene un radio Para poder convertir el diagrama menor, o lo que es lo mismo, el tipo espectralsimilar al de la Tierra, una masa HR observacional en otro equivalente, o el color. Las líneas rectas representan dónde se hallan situadas aquellas estrellas que tienenligeramente superior a la del Sol y una pero que contiene las propiedades radios iguales. Se han marcado las posicionestemperatura superficial de casi 30.000 intrínsecas de las estrellas, es necesario, de algunas estrellas próximas en el diagramagrados. como dijimos, medir las distancias a las HR para su identificación. El diagrama HR es, como ya hemos estrellas. Los datos proporcionados pordicho, la sistematización básica de los el satélite HIPARCOS han permitidodatos sobre estrellas para abordar los extender las medidas directas de disponibilidad de datos de luminosidadproblemas teóricos de generación de paralajes a numerosas estrellas, y el intrínseca y masa estelar han permitidoenergía y modos evolutivos. Un simple futuro GAIA lo extenderá a cientos de estudiar el tipo de relación entre estasexamen de ese diagrama nos muestra, millones de estrellas. Sus datos dos características fundamentales. Elademás de la distribución de las estrellas permitirán construir la base de resultado que se obtiene es que cuantosolamente en zonas determinadas del información intrínseca más extensa y más masiva es una estrella de lamismo, otra característica básica: el definitiva. Cuando, además, las estrellas Secuencia Principal, más luminosa es,número de estrellas que pueblan cada forman parte de un sistema estelar de acuerdo con la ley que va con eluna de esas regiones es muy diferente. doble, se pueden medir parámetros de cubo de la masa aproximadamente, L∝La más poblada de ellas, con gran la órbita relativa y, bajo determinadas M3. Es decir, una estrella 10 veces másdiferencia, es la Secuencia Principal. De condiciones, su masa, otro de los datos masiva que otra será 1.000 veces másesta constatación básica se deduce, a básicos de difícil acceso. La brillante. De modo que la masa, que es 23
  23. 23. el combustible estelar como vamos a ver partículas) es igual en valor absoluto a 4x1033 ergios/s) durante unos 30a continuación, se consume tanto más la mitad de la energía gravitatoria. De millones de años. Esta edad, conocidarápidamente cuanto más masiva (y tal modo que, cuando un sistema pasa como la de Kelvin-Helmholtz, enluminosa) es una estrella. En otras de una configuración de equilibrio a honor de los primeros científicos quepalabras, las estrellas serán tanto más otra, convierte la mitad de su energía efectuaron este cálculo, sería por tantoefímeras cuanto más masivas sean al gravitatoria en energía térmica y emite su edad máxima posible. En cuanto a lanacer. la otra mitad. Dicho de otra manera, Tierra, el primer intento científico si una estrella pierde energía (lo que conocido para determinar su edad se ocurre necesariamente, pues está debe a Halley, quien supuso que los1.2. La física de las estrellas. continuamente radiando luz), la océanos habían sido inicialmente deEl origen de la luminosidad compensa contrayéndose y aumentando agua dulce y que el aumento de la su energía interna en una cantidad concentración de sal era debido alLas estrellas brillan. Ése es el hecho exactamente igual a la perdida. aporte de sales minerales por parte debásico. Pero ¿cuál es el origen de esa Las consideraciones anteriores se los ríos y a la evaporación de losluminosidad? La respuesta a esta simple derivan de teoremas generales de océanos. La edad que obtuvo parapregunta planteó graves contradicciones conservación que se aplican a sistemas nuestro planeta era de entre 90 y 350en su momento y tuvo que esperar al mecánicos. Su aplicación al caso de las millones de años, por lo que, dadas lasdesarrollo de la Física Cuántica para dar estrellas dio origen a una importante incertidumbres en los diferentes factoresuna respuesta satisfactoria. Pero paradoja que desconcertó a los físicos que intervienen en su estimación y lavayamos por partes. de los siglos XIX y principios del XX, crudeza de las hipótesis, se consideraba Las estrellas, como lo reveló la y que no se resolvió hasta finales del que no estaba en contradicciónespectroscopia, son sistemas de gas primer tercio de dicho siglo. La flagrante con la edad estimada para ela alta temperatura. Son sistemas conclusión que de esos principios podía Sol. Hubo otros intentos similares deautogravitantes (es decir, dominados extraerse en el caso del Sol es que calcular la edad de la Tierra basados enpor su propia gravedad), de forma nuestra estrella sería más joven que la las propiedades de los sedimentos, peroaproximadamente esférica, que se Tierra. Pero empecemos por el aunque todos ellos son capaces deencuentran en equilibrio hidrostático. principio. proporcionar edades relativas muyEsto significa que la acción atractiva de Para el Sol, de acuerdo con el precisas, fallan a la hora de dar edadeslas fuerzas gravitatorias es exactamente teorema del virial, que refleja la absolutas. La contradicción se hizocompensada por las fuerzas de presión, condición de equilibrio global de un manifiesta cuando el descubrimientoque tienden a disgregar la materia. En sistema dado, la energía gravitatoria es de las series radioactivas permitió atérminos globales, esto se traduce del orden de 4x1048 ergios y, por lo Rutherford y a Boltwood estimar con(siempre y cuando las partículas de que tanto, como venimos diciendo, su certeza que la edad de la Tierra era deestá compuesta la estrella se muevan energía interna debe ser del mismo unos cuantos miles de millones de años,con una velocidad mucho menor que la orden. Esa energía podría bastar para más concretamente, de unos 4.300de la luz) en que la energía térmica o que el Sol pudiese brillar con la millones de años, valor irrefutable a lainterna (que refleja la agitación de esas luminosidad actual (alrededor de luz de la nueva ciencia atómica y24
  24. 24. nuclear. Ahora sí que la contradicción estructura de las estrellas, hasta que en propiedades, cuáles deben ser lascon la edad de Kelvin-Helmholtz para 1938 Bethe y von Weiszäcker, con el condiciones para que pueda formarseel Sol es flagrante y definitiva, por lo descubrimiento del mecanismo de una estrella y, al final de su evolución,que para resolver la paradoja sólo fusión termonuclear y sus propiedades, las diferentes formas en que puedencabían dos soluciones: o bien la Tierra que permite convertir el hidrógeno en acabar su vida las estrellas.era un objeto capturado por el Sol, con helio, dieron la solución definitiva a laun origen totalmente independiente, o paradoja de la edad del Sol. La teoríabien el Sol tenía otra fuente de energía. establece que esa reacción tiene un 1.3. Nacimiento y vida de las Lo que se planteaba, en suma, era el rendimiento del 0,07% en masa, por lo estrellas. Reacciones nuclearesproblema del origen de la energía que el Sol necesita quemar unos 5emitida por el Sol. Los cálculos millones de toneladas de hidrógeno por Cuando una región dentro de una nubeanteriores demostraban que no podía ser segundo para mantener su actual interestelar fría se desestabiliza,de origen mecánico, y que había que luminosidad. Los modelos evolutivos comienza a contraerse por efecto de lasbuscar la respuesta en otros procesos que teóricos indican que, a ese ritmo, fuerzas gravitatorias, siempre atractivas.la naturaleza pudiera poner en juego. El nuestra estrella tiene combustible para La contracción hace aumentar sucamino para su descubrimiento lo inició, unos 5.500 millones de años más y que energía gravitatoria y, en consecuencia,también aquí, Einstein con su Teoría su edad actual es de 4.500 millones de también aumenta la temperatura: laRestringida de la Relatividad, formulada años. Determinaciones en perfecto región en cuestión comienza aen los años 1905-1906. En ella se acuerdo con los datos más recientes y calentarse, a la par que pierde la mismaestablece la equivalencia entre masa y precisos obtenidos por la sonda SOHO cantidad de energía por radiación aenergía, lo que abre la vía a nuevas de la Agencia Espacial Europea (ESA) través de su superficie, como ya hemosformas, mucho más eficaces, de producir que, usando técnicas similares a las argumentado. Mientras el aumentoenergía. Sobre esa base, y habiendo ya la sismológicas, ha podido medir la correspondiente de presión en elnueva Mecánica Cuántica cantidad de helio acumulado en el interior de la nube es incapaz deexperimentado un desarrollo apreciable, centro y, a partir de ahí, deducir las equilibrar el efecto de la fuerzaEddington pudo conjeturar en 1929 una edades citadas. gravitatoria, el proceso de contracciónnueva hipótesis sobre el origen de la Quedaba definitivamente aclarado y calentamiento de la nube continúa.energía radiada por el Sol. Un simple el enigma del origen de la energía Llega, sin embargo, un momento encálculo muestra que si el Sol pudiese emitida por el Sol y, por tanto, de las que la temperatura central de la nube esconvertir toda su masa en energía, estrellas: el Sol y las estrellas son tan alta que comienza a operar unpodría brillar durante 14 mil millones auténticos reactores nucleares de fusión. nuevo proceso, la fusión termonuclear.de años al ritmo actual, duración en De esta forma no sólo quedaba resuelta Y el proceso de contracción se detiene.órdenes de magnitud superior a la que la vieja paradoja de las edades, sino que Se alcanza un estado de equilibriopodía proporcionar la hipótesis del se ponían las bases de la teoría de la global y decimos que acaba de nacerorigen mecánico de esa energía. evolución estelar, que nos ha permitido una estrella (figura 1.2). Sobre esta más que prometedora comprender las razones por las que Apresurémonos a decir que las estrellasbase se desarrolló toda la teoría de la diferentes estrellas tienen unas u otras suelen nacer en pequeños grupos o muy 25
  25. 25. Figura 1.3. Nebulosa de Orión, número 42 del catálogo de Messier. Región de formación estelar, situada a unos 1.600 años luz. El gas y el polvo son calentados por el flujo luminosoFigura 1.2. La Nebulosa Trífida o M20, así de las estrellas recién formadas que contienellamada porque las estructuras de polvo la grandes regiones, llamadas por eso de la nebulosa. El gas emite en las líneas deldividen en tres lóbulos. Se halla situada en hidrógeno. Imagen tomada por el Dr. Birkle formación estelar, como puede verse en con la cámara Schmidt del CAHA. Cortesía della constelación de Sagitario, a unadistancia de 9.000 años luz. En esta imagen las figuras 1.3 y 1.4. CAHA.de una zona interior de la nebulosa, El inicio de las reaccionesobtenida por el Hubble Space Telescope, se termonucleares es, sin embargo, unaprecian las nubes de gas y polvo dentro proceso físico relativamente complejo, se repelen unas a otras por efecto de lade las cuales se forman las estrellas. Laemisión de la nebulosa se debe a una única que merece una breve explicación. interacción de Coulomb. Por otraestrella masiva y joven situada en el centro Veamos pues cómo ocurre. A medida parte, su estabilidad está garantizadade la imagen. Se calcula que la edad de que la temperatura de la nube aumenta, por la llamada interacción fuerte, quedicha estrella es de tan sólo 300.000 años. los átomos que contiene van perdiendo opera entre protones y neutrones para sus electrones y se quedan los núcleos, mantenerlos unidos. A medida que la formados, como es bien sabido, por temperatura va aumentando, estas protones y neutrones, desnudos. La partículas estables que se repelen materia llega a estar totalmente mutuamente adquieren cada vez ionizada, de modo que esos núcleos son mayores velocidades de agitación partículas cargadas eléctricamente, que (recordemos que la temperatura es,26
  26. 26. precisamente, una medida de esasvelocidades), de modo que vanaumentando las probabilidades de que,a pesar de esa repulsión, se produzcan,de vez en cuando, violentas colisionesentre ellas. No obstante, bajocondiciones normales de temperatura ydensidad la violencia de la colisión noes suficiente para vencer la repulsióneléctrica y no llegan a fusionarse. Perollega un momento en que, si latemperatura aumenta suficientemente,el número de partículas que tiene unaenergía suficiente para vencer larepulsión electrostática (llamada barrerade Coulomb) crece de manera notable yse inicia finalmente el proceso de fusióntermonuclear, con la producción Figura 1.4. Región de formación estelar, denominada NGC 602 o N90, situada en la Nube Pequeña de Magallanes, galaxia satélite de nuestra Vía Láctea, situada a unos 200.000 años luz. La imagen,consiguiente de energía. La barrera de tomada por el Hubble Space Telescope, muestra un pequeño enjambre de estrellas azules, reciénCoulomb será tanto más grande cuanto formadas, cuyo flujo luminoso y material está barriendo el material dentro del cual se formaron,mayor sea la carga eléctrica de los y creando una especie de cavidad. Esta región de formación estelar está muy alejada de las partesnúcleos que se fusionan, lo que significa centrales de la nube, por lo que son casi transparentes, permitiendo ver a su vez galaxias lejanas proyectadas en el mismo plano de la imagen.que, para cada tipo de núcleo, habráuna temperatura determinada para quela fusión pueda comenzar. A partir deeste simple esquema podemos trazar agrandes rasgos el proceso por el quenace una estrella, va generando energía 27
  27. 27. y fusionando los diferentes núcleos que incorporar dos neutrones para poder diversas posibilidades, aunque todascontiene o ha creado, hasta que o bien llevarlo a buen término. Si lo que más ellas tienen como resultado neto laexplota por no poder mantener el abundan son los protones, esos formación de un núcleo de helio porequilibrio, o se convierte en una estrella neutrones tendrán que provenir de la fusión de cuatro protones (que al finalmoribunda, mientras agota todos los transformación de otros dos protones. resultan en dos protones y doscombustibles que hacían posible esa De modo que el proceso completo neutrones). Los productos inicialeshoguera termonuclear. tendrá que contener pasos intermedios tienen más masa que los finales y esa Dado que el hidrógeno es no sólo el más o menos complicados. En las diferencia de masa es la que seelemento de menor carga eléctrica, sino estrellas existen dos mecanismos transforma en energía (recordemos, E =también el más abundante en la diferentes para llevar a cabo la fusión, mc2) y aparece, tras un largo proceso anaturaleza, no es de extrañar que sea el conocidos como cadena PP (protón- través de la estrella, como luminosidad.primer y más importante combustible protón) y ciclo CNO (carbono- Esa transformación de masa en energíatermonuclear. La primera reacción nitrógeno-oxígeno). En el primer caso es, finalmente, la responsable de quetermonuclear que se produce, y que la reacción dominante es la fusión brillen las estrellas.marca el nacimiento de la estrella, es la directa de dos protones para dar En el caso del ciclo CNO, estosfusión de dos núcleos de H para dar deuterio (que está formado por un elementos (carbono, nitrógeno yuno de helio. Dada la abundancia del protón y un neutrón), lo que significa oxígeno) actúan como catalizadoreshidrógeno, éste no es sólo el mecanismo que durante el proceso de fusión uno para la transformación de un protón eninicial de funcionamiento de las de los protones se convierte en un un neutrón y la posterior formación deestrellas, sino que es también el que neutrón (con la emisión de un positrón helio. Desde el punto de vista delopera durante la mayor parte de su y un neutrino). Éste es el paso más rendimiento energético, este mecanismovida. Recordando lo que comentamos crítico para el proceso global, y es más eficaz que el primero, si bien,al hablar del diagrama HR, esta fase condiciona la eficiencia global del debido a la intervención de núcleos deevolutiva de combustión del H se mismo, puesto que es una reacción carga eléctrica elevada, sólo puedecorresponde con la estancia de esas nuclear muy lenta, con un tiempo operar a temperaturas relativamenteestrellas en la Secuencia Principal que, característico de 14 mil millones de altas. De modo que sólo las estrellaspor esa misma razón, es la zona más años. Gracias a la gran abundancia de que tienen una masa superior a una vezpoblada del diagrama HR. protones, este proceso, aun a pesar y media la del Sol son capaces de Este proceso que acabamos de de su lentitud, puede dar lugar a un extraer energía a través del ciclo CNO.describir brevemente no es, sin número suficiente de núcleos de En cualquier caso, la temperatura a laembargo, trivial. Si recordamos que el deuterio para que el proceso no se cual se produce la fusión del hidrógenohidrógeno consta de un único protón, detenga. El paso siguiente, en el que el es del orden de las decenas de millonesmientras que el helio consta de dos deuterio se fusiona con otro protón de grados.protones y dos neutrones, hace falta para producir helio-3, es, sin embargo, Como hemos dicho, la etapa másalgo más que fusionar dos núcleos de H muy rápido, con un tiempo larga de la vida de una estrellapara producir uno de He. En el característico de tan sólo unos seis corresponde a aquella en la que elproceso, de alguna forma, habrá que segundos. A partir de aquí se abren hidrógeno es el combustible nuclear.28
  28. 28. Pero este combustible, aunque es el más de la fusión directa de dos núcleos de Este proceso sigue operandoabundante de todos ellos, llega a helio, se desintegra otra vez en los dos mientras haya helio suficiente paraagotarse al convertirse en helio. En ese núcleos iniciales. Sin embargo, el alimentarlo. Cuando finalmente semomento las reacciones de fusión se proceso no es totalmente simétrico, agota, la estrella volverá a comportarsedetienen y la estrella ya no es capaz de pues, dada la elevada temperatura a la como se espera: comienza de nuevo amantener el equilibrio, al no poder que se produce la fusión del helio, la contraerse hasta, siempre que su masacontrarrestar su propia gravedad. Como reacción de destrucción del berilio es sea suficientemente grande, alcanzar laresultado, la estrella se contrae, lo que, ligeramente más lenta que la de su temperatura central necesaria para quecomo hemos comentado, conlleva un formación. Esta pequeña diferencia es se produzca la fusión del carbono, loaumento de temperatura para hacer suficiente para que algunos núcleos de que ocurre cuando se alcanzan los 600frente a las pérdidas de energía que se berilio-8 tengan tiempo y oportunidad millones de grados. La fusión de esteproducen a través de su superficie. Si la de capturar un nuevo núcleo de helio elemento produce neón-20, sodio-23estrella es suficientemente masiva, el y dar lugar así a un átomo de carbono- y magnesio-24, así como protones yproceso continúa y pasa por diferentes 12. Pero las dificultades no han partículas alfa (núcleos de helio), queetapas. La primera se produce cuando la terminado todavía, pues el carbono son rápidamente capturados por algunotemperatura central alcanza los cien producido de esta forma se halla en un de los isótopos presentes, bien reciénmillones de grados. En estas estado excitado que, normalmente, se formados o heredados del mediocondiciones, el helio puede comenzar a rompe a su vez para volver a dar de interestelar, para construir una mezclaser usado como combustible y se nuevo un núcleo de helio y otro de de elementos químicos que, cuando elproduce una nueva situación de berilio. Hay, sin embargo, una carbono se agota, está dominada porequilibrio, el de la fusión del helio, alternativa a este proceso de fisión que oxígeno-16, neón-20 y magnesio-24.estabilizándose de nuevo, por un algunos átomos excitados de carbono- A medida que se van agotando lostiempo, las propiedades estelares. Es 12 consiguen transitar, emitiendo dos diferentes combustibles, la estrella se vadecir, gracias a la contracción, la estrella fotones y convirtiéndose en carbono contrayendo por etapas, alcanzandoes capaz de reciclar sus propias cenizas y estable. Aunque el camino es angosto, precarios equilibrios en los que se vancontinuar brillando. Pero la estrella ya el proceso ha encontrado una situación consumiendo diferentes núcleos. Así,ha salido de la Secuencia Principal y de estabilidad que le permite seguir cuando se alcanzan los 1.200 millonescomienza así una nueva fase en su avanzando, superar la zona de de grados, entra en juego el neón-20evolución. inestabilidad de los núcleos con 5 y 8 que, tras un complejo proceso, da lugar El proceso de fusión del helio nucleones y producir, finalmente, la a una mezcla de oxígeno-16, magnesio-tampoco es trivial. Cuando se analiza la conversión gradual del helio en 24 y otros isótopos. La etapa siguienteestabilidad de los núcleos atómicos, se carbono. El carbono-12 puede ahora es la fusión del oxígeno, para lo cual seve que aquellos que poseen cinco u capturar otro núcleo de helio y necesitan temperaturas en el entorno deocho nucleones (protones o neutrones), convertirse en oxígeno-16, de modo los 1.500 millones de grados, para darque son los que pueden resultar de la que, en términos globales, el resultado silicio-28, fósforo-31 y azufre-32. Alfusión H-He o de la fusión He-He, son de la fusión del helio es una mezcla de final de este proceso se obtiene unainestables. Así, el berilio-8, que resulta carbono y oxígeno. mezcla de silicio e isótopos de su 29
  29. 29. entorno, generados por la participación catastrófica si las condiciones del que, en cada una de ellas, por elde todas las impurezas presentes en la entorno son adecuadas. Veamos, pues, principio de exclusión, sólo caben doscaptura de los protones y partículas alfa, cómo es este proceso. Pero antes, es electrones, uno con espín positivo yque se liberan durante la fusión del necesaria una breve digresión física que otro con espín negativo.oxígeno. El proceso progresa nos permitirá, gracias a la mecánica Durante el proceso de contracciónrápidamente hacia su final, que se cuántica, comprender los detalles de la estelar, el volumen físico que puedenalcanza con la fusión del silicio que evolución estelar. ocupar los electrones se restringe y, confinalmente se convierte en hierro-56 Los electrones, como fermiones que él, el número de celdillas para caday otros núcleos de la zona del hierro- son, satisfacen el principio de exclusión nivel de energía. De ellas, las de menorníquel. Estos núcleos, las llamadas de Pauli, según el cual no puede haber energía se ocupan en primer lugarcenizas termonucleares, son los más dos ellos que ocupen exactamente el (puesto que corresponden a estadosfuertemente ligados de todos y ya no se mismo estado físico. Éste, para energéticos más probables) y, por lopuede extraer energía de ellos por electrones libres, viene definido tanto, puesto que en cada celda sólofusión termonuclear. El proceso, si ha por la posición en el espacio (tres caben dos, cada vez más electrones sesido capaz de llegar hasta aquí, habría coordenadas), el momento lineal ven forzados a ir ocupando celdas determinado y la estrella habría llegado a (tres valores, según los tres ejes de momento lineal más elevado. Elsu fin. coordenadas) y el espín (dos valores, aumento de velocidad va acompañado Como hemos venido indicando, la +1/2 y -1/2). Cuando se consideran de un aumento de presión del gas, queevolución de una estrella, el número de conjuntamente la posición y el está ligada al número de choques poretapas termonucleares por las que pasa momento, la situación puede unidad de tiempo y superficie y a lay su final vienen determinados describirse como si los electrones se cantidad de momento que transfierenbásicamente por su masa. Sólo las localizasen en un espacio de seis en cada uno de ellos. En definitiva, porestrellas más masivas, como vamos a dimensiones, llamado espacio de fases, el solo hecho de restringir el volumen,relatar inmediatamente, acaban en el que cada punto está definido por e independientemente de cuál sea laconsumiendo todo el combustible las tres coordenadas de posición y las temperatura, los electrones son capacestermonuclear, mientras que las que tres componentes del momento. Dado de ejercer una presión que crece con latienen menos masa (recordemos que que, según establece el principio de densidad. El hecho de que lahay más estrellas cuanto menos masivas incertidumbre de Heisenberg, no se temperatura no tenga nada que ver conson) detienen en alguna fase intermedia puede determinar simultáneamente la el proceso que estamos describiendolos procesos termonucleares. Y, al final, posición y el momento de una partícula implica que, a medida que la estrella seaunque si se supera cierto límite, la con una precisión arbitraria, en lugar de va contrayendo, la presión originada enmuerte de una estrella es puntos en el espacio de fases, la competencia por la ocupación de lasnecesariamente violenta y espectacular, deberemos considerar pequeñas celdillas celdillas por los electrones pueda llegarla mayoría de las estrellas desaparece que permitan dar cuenta de esa a dominar sobre la agitación térmica.gradualmente de escena, tras un largo imprecisión. Esto significa que en un Cuando eso ocurre, se dice que laproceso de decaimiento que, a veces, volumen dado del espacio de fases sólo estrella se encuentra en estado depuede también acabar de manera cabe un número finito de estas celdas y degeneración electrónica. Puesto que,30
  30. 30. como venimos diciendo, ese aumento más o menos fases, ya que el proceso Hay, pues, otro aspecto clave ade presión es independiente de la termonuclear quedará interrumpido al considerar en el proceso de evolucióntemperatura, se deduce que a cualquier alcanzar la degeneración electrónica. La de las estrellas, el de la estabilidad de lastemperatura (incluso cero absoluto) teoría nos enseña que las estrellas que sucesivas configuraciones.pueden existir estructuras de equilibrio, tienen una masa inferior a 0,08 masas Cada una de esas etapasal contrarrestar la presión debida a la solares nunca llegan a iniciar la corresponde a una fase de la vida dedegeneración de efecto de la gravedad. combustión del hidrógeno, por lo que una estrella, con propiedadesDe modo que la degeneración nunca se convierten en verdaderas características que la Astrofísica ha idoelectrónica puede detener el proceso de estrellas ni alcanzan, por tanto, la describiendo y explicando. Las estrellascolapso y calentamiento de una estrella, Secuencia Principal. A las más masivas que sólo son capaces de utilizar elsin necesidad de que tengan lugar de éstas se las conoce como enanas hidrógeno como combustiblenuevos procesos termonucleares. marrones y, aunque se les llama estrellas, termonuclear son completamente Volvamos ya al curso de la no lo son en sentido estricto. Si la masa convectivas, lo que significa que losevolución estelar. Vimos que las fases inicial está comprendida entre 0,08 y elementos que contienen en su interiorde combustión termonuclear se 0,3 masas solares, se produce la están bien mezclados y el helio que seproducen a temperaturas bien definidas, combustión del hidrógeno y las estrellas va formando no se acumula en elque corresponden a la situación en que se sitúan en la Secuencia Principal, pero centro, sino que se distribuye por todalos núcleos que van a servir de nunca serán capaces de iniciar la fusión la estrella. Su evolución es muy lenta,combustible pueden comenzar a vencer del helio. Sucesivamente, si la masa está y ninguna de ellas, ni siquiera las de lala barrera de Coulomb. Puesto que la entre 0,3 y alrededor de 8 masas primera generación, ha tenido tiempofuente primaria de energía es la solares, podrán usar el hidrógeno de culminar la fase de evolucióngravitatoria, es fácil admitir que para primero y después el helio como termonuclear. Son las más frías y menosalcanzar una temperatura determinada, combustibles, pero nunca llegarán a luminosas de las estrellas que quemanlas estrellas de menor masa deben tener quemar el carbono, mientras que hidrógeno y ocupan el extremo inferioruna densidad más elevada que las de aquéllas, cuya masa es superior a esta de la Secuencia Principal. Cuandomayor masa. Mayores densidades cifra pero que no supera las 10-12 agoten el hidrógeno, se convertirán enimplican, por otro lado, que se va a masas solares, nunca llegarán a quemar enanas blancas de helio, que, enllegar antes a la fase degenerada. De el neón. principio, se limitarán a enfriarsemodo que las estrellas de masa pequeña Hasta aquí hemos ido trazando la lentamente.pueden llegar a la fase degenerada antes vida termonuclear de las estrellas. Hay La siguiente categoría, las estrellasde alcanzar la temperatura de ignición de que tener en cuenta, sin embargo, que cuya masa no supera las 8 masas solares,una determinada fase termonuclear. En el inicio de cada fase significa un queman hidrógeno en el centro víaotras palabras, el recorrido reajuste de la estrella (recordemos que cadena PP, si la masa es inferior a 1,5termonuclear de una estrella está al acabarse un combustible, la estrella se masas solares, o vía ciclo CNO si lagobernado básicamente por su masa y, contrae y se calienta, hasta que pueda masa es superior. En ambos casos, elen función de ésta, podrá tener más o comenzar la ignición del siguiente), helio ya no se mezcla como en el casomenos combustibles diferentes, que, a veces, puede resultar imposible. anterior y se va acumulando en la 31
  31. 31. región central de tal modo que, cuando cuando el helio se agota en el centro, el blanca de oxígeno y neón. La diferenciase agota el hidrógeno en esa zona, ésta núcleo de carbono-oxígeno se contrae y entre ambos casos es que estas enanasse contrae para poder permanecer en se enciende el helio circundante en una son más masivas que las de carbono-equilibrio. Esto tiene como capa alrededor de este núcleo. La oxígeno.consecuencia una combustión muy principal diferencia con el caso anterior ¿Cuál es el límite físico a estevigorosa del hidrógeno en una delgada es que ahora también se enciende el proceso? Aunque la comprensión de loscapa alrededor del núcleo central de hidrógeno en otra capa. Esta detalles requiere complejos argumentos,helio. Este aporte de energía provoca combustión en doble capa hace que la podemos hacernos una idea de manerasimultáneamente un aumento de la luminosidad aumente mucho y que se relativamente simple. Puesto que laluminosidad y una expansión de las expanda la envoltura, de manera que la presión de los electrones en la situacióncapas más externas que se enfrían, estrella se convierte en un miembro de de degeneración depende de laconvirtiendo a la estrella en una gigante la llamada rama asintótica y pasa a densidad, cuanto mayor es la masa deroja. Dentro del diagrama HR estas ocupar la cima de la región de las la estrella, menor tiene que ser su radioestrellas emigran desde la Secuencia gigantes rojas. Debido a la diferencia de para mantener el equilibrio. ParaPrincipal hasta la base de la zona velocidad de las reacciones de fusión del sostener esa estructura, es necesario queocupada por esas gigantes. hidrógeno y del helio, la combustión en los electrones tengan cada vez mayores Mientras esto sucede, el núcleo doble capa es inestable y se producen momentos lineales, es decir, se muevanestelar de helio crece paulatinamente y pulsos térmicos que provocan la a mayores velocidades. Si no existiesese calienta hasta alcanzar el punto de expulsión de la envoltura, dando lugar a un límite absoluto a la velocidad deignición y empezar a producir carbono una nebulosa planetaria, dejando una partícula y se pudiese superar lay oxígeno. En el caso de estrellas de expuesto el núcleo central (figura 1.5). velocidad de la luz, se podría soportarmasa inferior a 1,5 masas solares, esta El objeto central, compuesto cualquier estructura, pues bastaría queignición es violenta, ya que se realiza en básicamente de carbono y oxígeno, es los electrones se movieran a velocidadescondiciones parcialmente degeneradas, incapaz de liberar energía nuclear y lo arbitrariamente grandes. Pero eso espero sólo provoca un simple reajuste de único que hace es enfriarse como una imposible, lo que significa que hay unla estrella. El aporte de energía desde el enana blanca. Dentro del diagrama HR, límite a la masa de esascentro hace que las capas exteriores del la estrella pasa bruscamente desde la configuraciones. Esa masa, que senúcleo de helio se dilaten y que la capa cima de las gigantes rojas a la zona más conoce como masa límite dede combustión del hidrógeno se azul de las enanas blancas. Chandrasekahar, es tal que, paraapague, con lo cual disminuye la Si la masa supera las 8 masas sostenerla, todos los electrones deberíanluminosidad y se contrae la envoltura. solares, la combustión del helio en capa moverse a la velocidad de la luz. SuDentro del diagrama HR la estrella es tan violenta que provoca la ignición valor es de 1,4 masas solaresabandona la región de las gigantes y del carbono en la parte más externa del aproximadamente y cuando unaentra en la zona de la rama horizontal, núcleo, desde donde se propaga hasta el estructura degenerada se acerca a ella,que es la zona de las gigantes centro. Al igual que antes, la envoltura experimenta una catástrofe.amarillentas. Una vez en la rama se hace inestable y se acaba expulsando, Ésa es a muy grandes rasgos lahorizontal, el proceso se repite y quedando como residuo una enana Física de la Evolución Estelar, uno de32
  32. 32. Figura 1.5. Imagen de NGC 2440 que muestra el último aliento de una estrella similar al Sol. La estrella entra en la fase final de su vida, expulsando sus capas externas y dejando al descubierto el núcleo. Al quedar desnudo, el núcleo, que acaba de convertirse en una enana blanca, radia en el ultravioleta y hacebrillar el material expulsado. En la imagen tomada por el Hubble Space Telescope, el punto brillante en la región central (ligeramente descentrado) es la enana blanca.los capítulos mejor configurados y másespectaculares de la Astrofísica, que nospermite comprender desde cómo seforman las estrellas hasta que, agotadassus posibilidades de equilibrio, entranen la fase final de sus vidas. Disciplinaque nos permite entender cómo es lavida de las estrellas, deducir cuáles sonsus edades y determinar suluminosidad y el origen de las mismas.Que nos permite, en suma, conocer elorigen y cuantía de una fracción muyimportante de la energía radiante queobservamos en el Universo y, gracias asu soporte teórico, caracterizar una 1.4. Últimas etapas Éstas son las que van a acabar departe de la materia luminosa del de la evolución estelar manera más espectacular, explotandoUniverso, hasta no hace muchas como supernovas y dando lugar adécadas identificada con toda la Las fases evolutivas por las que pasa una residuos ligados que serán estrellas demateria del Universo. Hoy sabemos, estrella dependen, ya lo hemos dicho, de neutrones o incluso agujeros negroscomo luego diremos, que sólo es una la masa de la misma. Dependiendo de ese según las condiciones. Todo ese procesode las componentes materiales del proceso, las fases últimas de cada estrella es, por las condiciones extremas en queUniverso y ni siquiera la dominante. serán también diferentes según sean sus se produce, muy complejo y aquíPero eso no resta un ápice a su masas. Empecemos por las más masivas. vamos a intentar resaltar tan sólo losimportancia física y crucial para las Vimos que sólo las estrellas con más aspectos más salientes.observaciones que, hasta la fecha y salvo de 10-12 masas solares son capaces de El final del proceso termonuclear esen contadísimas ocasiones, se realizan pasar por todas las etapas de la la acumulación de núcleos de hierro ensiempre en base al estudio del espectro combustión termonuclear antes de la parte central de la estrella. Agotado elelectromagnético. llegar a la degeneración electrónica. proceso termonuclear, la estructura se 33
  33. 33. mantiene esencialmente por la presión A medida que la combustión interior del núcleo de hierro y debede los electrones degenerados. La termonuclear avanza, la masa del núcleo invertir su energía en laestructura global de la estrella es crece y se va acercando a la masa de fotodesintegración de los núcleosentonces similar a la de una cebolla en Chandrasekahar, lo que provoca un atómicos de hierro.la que cada capa está rodeada por otra aumento paulatino de la densidad hasta Mientras ocurren estos fenómenos,que se halla en una fase de la alcanzar un valor para el que los en el interior de la estrella se crea unacombustión termonuclear menos núcleos de hierro pueden capturar gran cantidad de neutrinos a expensasavanzada. Así, la región central, de electrones. Este proceso de captura de la energía gravitatoria (unos 1053hierro, está rodeada por la capa de tiene dos consecuencias: por un lado, ergios), que se ha liberado durante elcombustión del silicio, la del silicio por reduce la presión; y por el otro, proceso de colapso. En las regionesla del oxígeno, la del oxígeno por la del disminuye el valor de la masa crítica. cuya densidad supera los 2x1011neón, la del neón por la del carbono, Además, si la estrella es suficientemente g/cm3, los neutrinos quedan atrapadosla del carbono por la del helio y la del masiva, se alcanza la temperatura de y no pueden escapar libremente, por lohelio por la del hidrógeno. Rodeando al fotodesintegración del hierro en que permanece en situación de casiconjunto se halla el resto del material partículas alfa y neutrones, con la equilibrio con la materia. La pausade la estrella que es inerte, pues la consiguiente absorción de energía. El introducida por el estancamiento de latemperatura no es lo suficientemente resultado final es que el núcleo estelar onda de choque da tiempo a que loselevada como para provocar ninguna pierde presión y colapsa hacia una neutrinos atrapados puedancombustión termonuclear. Dado el estrella de neutrones. transportar hacia el exterior, medianteritmo diferente de las distintas Cuando se produce el colapso, se difusión y convección, la enormecombustiones termonucleares, la forman dos regiones. Una más interna, cantidad de energía que poseen yduración de cada etapa de la en la que la velocidad de caída es formar una burbuja muy caliente quecombustión termonuclear es muy proporcional a la distancia y siempre es provoca la explosión de las capas másdistinta. Por ejemplo, en el caso de una inferior a la velocidad del sonido, y otra externas.estrella de 25 masas solares, la más externa, que se mueve Todo este proceso tiene unacombustión del hidrógeno dura unos supersónicamente. Cuando la materia duración de tan sólo un segundo, por lo7 millones de años, la del helio unos situada en la zona interna alcanza la que las capas exteriores no tienen500 mil años, la del carbono unos densidad de la materia nuclear, se hace tiempo de reaccionar hasta el momento600 años, la del neón 1 año, la del muy “dura”, de manera que cuando la en que les llega la onda de choqueoxígeno unos 6 meses y la del silicio más externa cae sobre ella, rebota y provocada por el colapso. Esta onda detan sólo 1 día. En el diagrama HR las provoca la formación de una onda de choque provoca un calentamientoestrellas muy masivas se sitúan choque en la interfase sónica que separa súbito del material y su rápidainicialmente en la región de las gigantes ambas regiones. Esta onda de choque, expansión, por lo que las capas deazules de la Secuencia Principal para que por sí sola tendría energía suficiente combustión termonuclear seevolucionar después hacia la zona de las (unos 1051 ergios) para provocar la sobreactivan, generan nuevos isótopos ysupergigantes rojas, pero manteniendo explosión de la estrella, se estanca como se apagan. El resultado es que todos losuna luminosidad muy parecida. consecuencia de estar situada en el residuos generados durante el proceso34
  34. 34. de extracción de energía, excepto existen grandes diferencias entre losaquellos que se incorporan a la estrella distintos individuos.de neutrones, son expulsados al medio ¿Y qué les ocurre a los residuosinterestelar, enriqueciéndolo con ligados? Las estrellas de neutrones nonuevos elementos químicos. pueden tener una masa arbitraria, sino La explosión de las capas más que, al igual que ocurre con las enanasinternas actúa como un pistón sobre blancas, existe una masa crítica más allálas capas más externas, de forma que, de la cual no pueden oponerse a lapor un lado, expulsan los fotones que acción de la gravedad. Esta masa recibeestaban atrapados en la envoltura de la el nombre de Oppenheimer-Volkoff yestrella y, por el otro, le inyectan se halla situada entre 2 y 4 masaselementos radioactivos, especialmente solares. Su valor exacto se desconoceníquel-56, que, al desintegrarse, hace todavía, ya que depende de lasbrillar los residuos en expansión. Se propiedades de la materia nuclear, quedice en este caso que se ha producido no están todavía bien caracterizadas. Si Figura 1.6. Imagen obtenida por el Hubbleuna erupción de supernova. En la durante el proceso de formación de una Space Telescope de la región de la Gran Nube de Magallanes, donde se halla lafigura 1.6 mostramos la imagen del estrella de neutrones ésta no consigue Supernova SN1987A, diez años después deresultado de una reciente (en 1987) expulsar toda la masa que le rodea, la explosión. El remanente de la explosiónexplosión de supernova en la Gran puede ocurrir que una fracción se ve en el centro de la imagen en formaNube de Magallanes. La extraordinaria importante vuelva a caer sobre ella y de anillos. La velocidad del material que explotó es tan grande y es tal la energíaenergía del fenómeno se traduce sobrepase de esta forma la masa crítica. que tiene que será capaz de ir barriendo elen el camino ya recorrido por el En este caso no existe forma conocida material que le circunda y seguirámaterial expulsado en el medio de parar el colapso gravitatorio y la expandiéndose por miles de años. Por otrointerestelar. Proceso que siga durante estrella se convierte en un agujero negro. lado, unas tres horas antes de que la luz alcanzase la Tierra, se detectaron en tresmuchos miles de años, hasta que ese Un agujero negro es un objeto cuya observatorios de neutrinos (Kamiokande II,material se va convirtiendo en tenues gravedad es tan elevada que, en lenguaje IMB y Baksan) la llegada de un flujoresiduos, que van tejiendo esa especie mecánico, ni siquiera la luz puede anómalo de estas partículas que duró unosde encajes como el que puede verse en escapar de él, de ahí el nombre. Aunque 13 segundos. La interpretación más aceptada es que provenían del núcleo de lala figura 1.7. la posibilidad de tales sistemas fue supernova. Tanto la luminosidad como su presentada en el siglo XVIII porevolución temporal, la forma de la Laplace, hace falta todo el aparatollamada curva de luz, dependen de la conceptual y matemático de laestructura de la envoltura de la estrella Relatividad General para tener plenajusto antes de la explosión, que a su vez conciencia de su significado. En brevesdepende de la masa total, de la palabras, un agujero negro es unextensión de la envoltura y de su sistema de tales propiedades que ningúncomposición química, por lo que tipo de información que se genere 35

×