LA MARAVILLA DE LOS CUANTOS

La Física del siglo XX empezó exactamente en el año 1900, cuando el físico alemán Max Planck propuso una posible solución a un problema que había estado intrigando a los físicos durante años. Es el problema de la luz que emiten los cuerpos calentados a una cierta temperatura, y también la radiación infrarroja emitida, con menos intensidad, por los objetos más fríos.

Estaba bien aceptado entonces que esta radiación tenía un origen electromagnético y que se conocían las leyes de la naturaleza que regían estas ondas electromagnéticas. También se conocían las leyes para el frío y el calor, la así llamada “termodinámica”, o al menos eso parecía.

Pero si usamos las leyes de la termodinámica para calcular la intensidad de la radiación, el resultado no tiene ningún sentido. Los cálculos nos dicen que se emitiría una cantidad infinita de radiación en el ultravioleta más lejano, y, desde luego, esto no es lo que sucede. Lo que se observa es que la intensidad de la radiación muestra un pico o una ciert6a longitud de onda característica, y que la intensidad disminuye tanto para longitudes mayores como para longitudes menores. Esta longitud característica es inversamente proporcional a la temperatura absoluta del objeto radiante (la temperatura absoluta se define por una escala de temperatura que empieza a 273 ºC bajo cero). Cuando a 1.000 ºC un objeto se pone al “rojo vivo”, el objeto está radiando en la zona de la luz visible.

Lo que Planck propuso fue simplemente que la radiación sólo podía ser emitida en paquetes de un tamaño dado. La cantidad de energía de uno de esos paquetes, o cuantos, es inversamente proporcional a la longitud de onda y, por lo tanto, proporcional a la frecuencia de la radiación emitida. La fórmula es:

E = h x v

Nuestro universo es igual en todas partes.  Las leyes que rigen en todo el Universo siempre se repiten en todas sus regiones muy cerca o alejadas que estén.  La materia que puebla el Universo, Gases estelares, polvo cósmico, Galaxias con cientos de miles de millones de estrellas y sistemas planetarios, también son iguales en cualquier confín del Universo.

Todo el Universo, por lo tanto, está plagado de Agujeros Negros y de estrella de neutrones.  En realidad, con el transcurso del tiempo, el número de estos objetos masivos estelares irá en aumento, ya que, cada vez que explota una estrella supermasiva, nace un nuevo agujero negro o una estrella de neutrones, transformándose así en un objeto distinto del que fue en su origen.  De gas y polvo pasó a ser estrella y después se transformó en un Agujero negro o en una estrella de neutrones.

GALAXÍA

La Galaxia espiral que acoge a nuestro Sol y a las estrellas visibles a simple vista durante la noche; es escrita con G mayúscula para distinguirla de las demás galaxias.  Su disco es visible como una débil banda alrededor del cielo, la Vía Láctea; de ahí que a la propia Galaxia se la denomine con ese nombre.

Nuestra Galaxia tiene tres componentes principales.  Uno es el disco de rotación de unas 6×10¹⁰ MO (masas solares) consistentes en estrellas relativamente jóvenes (Población II), cúmulos cubiertos de gas y polvo, estando estrellas jóvenes y material interestelar concentrados en brazos espirales.  El disco es muy delgado, de unos 1.000 a. l., comparado con su diámetro de más de 100.000 años-luz.  Aún continúa una activa formación de estrellas en el disco, particularmente en las nubes moleculares gigantes.

SUPERNOVAS

Las estrellas más masivas acaban su vida con una gigantesca explosión, una supernova. Las capas exteriores de la estrella salen proyectadas al espacio y durante unos días puede llegar a brillar más que una galaxia entera.

Nosotros podemos ver los restos incandescentes de estrellas muertas hace cientos o miles de años. Las supernovas escasean (dos o tres por siglo en nuestra Galaxia), y muchas de ellas quedan ocultas por el polvo interestelar. La última que se ha visto en la Vía Láctea data de 1604, sin embargo, hemos encontrado muchas más fuera de nuestra Galaxia.

IMPLOSIÓN DE UNA ESTRELLA

Cuando una estrella con una masa ocho veces superior a la de nuestro Sol consume todo su hidrógeno, se hincha y se convierte en una supergigante. Al contrario que las gigantes rojas, su núcleo está suficientemente caliente como para usar el carbono y el oxígeno creados en la combustión del helio y producir elementos más pesados como el hierro.

La supernova más brillante del cielo terrestre, en los últimos cuatro siglos, apareció el 23 de febrero de 1987 en la Gran Nube de Magallanes, pequeña galaxia satélite de la Vía Láctea.

Una supergigante puede tener un diámetro más de mil veces superior al del Sol. El núcleo creado formado de capas de elementos diferentes recuerda a una cebolla. La fusión nuclear no puede crear elementos más pesados que el hierro. Así que el núcleo que se forma es de hierro que, puede alcanzar 1,4 veces la masa del Sol y no puede soportar su propio peso. Se colapsa sobre sí mismo, se diría que implosiona, provocando la creación de elementos más pesados que el hierro. Y, a partir del núcleo implosionado, se crea una estrella de neutrones o un agujero negro.