jueves, 21 de noviembre del 2019 Fecha
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Nacimiento, Vida y Muerte del Sol

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en Conferencia    ~    Comentarios Comments (2)

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El Sol nació en una Nebulosa molecular hace ahora 4.600 millones de año

 

Manuel Flores Caballero

Presidente de la Fundación Juan Manuel Flores Jimeno Huelva

Dentro del segundo ciclo de conferencias: “Reflexiones sobre Huelva”, es para mí un honor invitarte a la conferencia, que bajo el titulo “Nacimiento, vida y muerte del Sol”,  impartirá D. Emilio Silvera Vázquez, autor de la obra “El universo y la mente”.

 

El acto tendrá lugar el próximo día 5 de diciembre de 2018, a las 19 horas, en salón de actos de la Fundación Caja Rural del Sur, en la c. Alcalde Mora Claros nº 6 – 8  de Huelva.

 

 Aprovecho esta ocasión para saludarte muy cordialmente..

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Nuestro Sol lleva fusionando hidrógeno en helio desde hace unos 5.000 millones de años en la Secuencia Principal, y, de los 700 millones de toneladas que fusiona cada segundo, a la Tierra llegan las 2.000 millonésimas partes de su luz y su calor.

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Agotado su combustible nuclear de fusión (Hidrógeno), el núcleo del Sol se contraerá y las temperaturas aumentaran haciendo que el resto de la masa se expanda hasta convertirse en una gigante roja.

Resultado de imagen de La gigante roja engullirá Mercurio y Venus y posiblemente la Tierra

La Gigante roja engullirá al planeta Mercurio y también a Venus, quedando muy cerca de la Tierra que, para entonces, las temperaturas reinantes habrán evaporados los mares y océanos, y, la vida, tal como la concemos, desaparecerá de nuestro planeta.

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Después de millones de años como gigante roja, finalmente, el Sol habrá agotado todo el combustible nuclear de fusión del Hidrógeno al Helio, y, mediante el efecto triple alfa, comenzará a fusionar Carbono y Oxígeno.

Terminado estos procesos, las capas exteriores de la gigante roja, poco atadas por la Gravedad, se desgajarán de la gigante roja y formará una Nebulosa planetaria de la que no sabemos que forma tomará. El resto de la masa, una vez liberada de la radiación de la fusión que la hacía expandirse, quedará a merced de la Gravedad que la contraerá más más hasta convertirla en una enana blanca.

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Antes de comenzar con las explicaciones del nacimiento del Sol y su trayectoria hasta hoy, exponiendo como “morirá”, haremos un recorrido por el comienzo de todo, comentaremos como surgieron las primeras partículas y se formaron los átomos que se juntaron para formar moléculas y éstas sustancias y cuerpos que conforman todo lo que existe en el Universo hecho de materia, incluidos los seres vivos.

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 Las primeras estrellas después del paso del Tiempo de más de doscientos millones de años. Se comentará de manera breve sobre la “Singularidad” de densidad y energías infinitas que al explosionar dio lugar al nacimiento del Universo, y de como no hemos llegado a saber si tal “misterio” de la singularidad lo podría explicar la Metafísica o la Religión (la una es cosa de imaginar lo que podría ser, y, la otra, es cosa de fe), ya que, la Ciencia, no ha podido explicarla. Nunca ha podido traspasar la barrera del Tiempo de Planck, ni explicar, de manera convincente esa “singularidad”, así que, aceptamos el Modelo del Big Bang por ser el que más se adaptaba a las observaciones.

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Daremos un salto en el Tiempo para repasar de manera breve que no siempre, nuestras tareas eran aceleradores de partículas y telescopios, y, que nuestra ignorancia era inmensa. El miedo era nuestro compañero inseparable.

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Daremos otro salto hacia adelante en el Tiempo y llegaremos a Mesopotamía, ese lugar histórico del Oriente Medio situado en las planicies aluviales entre los ríos Éufrates y Tigris, donde la Civilización sumeria construyó la primera ciudad del Mundo que llamaron Uruk.

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La rueda, el carro, el arado, la alfarería, el sistema sexagesimal, el ladrillo de adobe, el arco en la construcción, la escritura cuneiforme, el inicio de la medicina, la agricultura con sistema de canales de riego…

Fue un gran salto para la Humanidad al que también otros pueblos, como los egipcios, persas, chinos, hindúes, griegos, árabes y otros contribuyeron.

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                         La rotación y la traslación de nuestro planeta

 

Entraron en escena Copérnico, Galileo, Kepler, Tycho Brahe y más tarde Newton para decirnos que la Tierra no era el centro del Universo, que existían otros mundos, y que todo el sistema solar estaba regido por la fuerza de Gravedad.

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Explicaré como hemos conseguido, estando confinados en un pequeño planeta como la Tierra, llegar hasta los dos extremos del “mundo” cuántico, donde reside lo muy pequeño y ese otro macroscópico de las galaxias.

A pesar de todos esos logros de la Humanidad, terminaré recordando aquella pregunta que hizo un hombre sabio:

¿De donde venimos? ¿Quiénes somos? ¿Hacia donde vamos?

Y, desde luego, recordaremos que todavía, son muchas más las preguntas que las respuestas, que nuestros conocimientos son limitados pero, nuestra ignorancia… ¡Es infinita!

Recomiendo a los que puedan y estén cerca geográficamente hablando, que acudan a ésta conferencia que, será expuesta de manera sencilla, excluyendo los términos complejos y engorrosos, para que todos puedan saber lo que pasó para que el Sol nos esté suministrando la vida y el destino que le espera, para nuestro desvelo.

Espero que, para cuando todo eso vaya a pasar (mucho antes), la Humanidad encuentre la manera de escapar a otros mundos acogedores que nos den cobijo y que la especie continúe evolucionando para llegar a conseguir lo que ahora no tenemos… ¡Humanidad!

emilio silvera

¡Las estrellas! ¿Qué haríamos sin ellas?

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en El Universo asombroso    ~    Comentarios Comments (0)

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Las estrellas enanas rojas son las más abundantes en el Universo y, desde luego, las que tienen la vida más larga. Algunas son casi tan viejas como el universo mismo, el poco material de fusión que sonsumen las llevan hasta esas edades matusalénicas de miles de millones de años, más de diez mil millones tienen algunas que, nos podrían contar muchas, muchas cosas de las que fueron testigos. Otras como nuestro Sol, estrellas GV2 enana amarilla es también del tipo más abundante. Luego están una pléyade de estrellas de mayor envergadura y grandes masas que van desde las 10 hasta las casi 150 masas solares.

Según se estima, las estrellas cuando tienen unas 120 masas solares han llegado a un límite en el que, su propia radiación las puede destruir. Sin embargo, se han descubierto estrellas que llegan hasta las 150 masas solares. ¿Por qué se mantienen “vivas” y no explotan. Bueno, todos los indicios apuntan al hecho de que, para desahogar y esquivar los efectos de la inmensa radiación que produce la fusión nuclear, eyectan de manera periódica, material al espacio interestelar y se tranquiliza. Ahí tenemos el ejemplo de Eta Carinae.

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Eta Carinae tiene que expulsar materia al Espacio Interestelar para rebajar la tensión y que su propia radiación no la destruya.

Existen estrellas hipergigantes que son las que sobrepasan las 100/120 masas solares, así fueron denominadas cuando se observaron los objetos más brillantes en las Nubes de Magallanes, aunque en realidad, lo que vieron eran cúmulos de estrellas y no estrellas individuales. Sin embargo de estrellas supermasivas existen múltiples ejemplos y, hemos podido comprobar que, la enorme cantidad de material de fusión que consumen las lleva a una vida corta. Las estrellas supermasivas sólo viven unos pocos millones de años, mientras que estrellas como el Sol, llegan a los diez mil millones de años de vida.

Hay muchas clases de estrellas: Estrellas capullos envueltas en una nube de gas y polvo, estrellas de baja o de alta velocidad, con envoltura, con exceso de ultravioleta, de baja luminosidad, de baja masa, de Bario, de manganeso, de Carbono, de Litio, de Bariones, de campo, de Circonio, de estroncio, estrellas de Helio, de la rama gigante asintótica, de manganeso-mercurio, de metales pesados, de neutrones, (¿de Quarks?), estrellas de referencia, de Silicio, de Tecnecio, de tipo tardío, de tipo temprano, estrella del Polo, estrella doble, estrella enana, estrella estándar, evolucionada, estrella Flash, estrella fulgurante, magnética, estrella guía, hipergigante, estrella invitada, múltiple, peculiar, pobre en metales, estrella reloj, simbiótica, rica en metales, supermasiva, fijas, gigantes…, cada una de ellas tiene su propia personalidad, su propio color y temperatura y también, una media de vida que depende de manera directa de su masa.

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“NML Cygni es una hipergigante roja, el siguiente nivel a supergigante, que es a su vez el siguiente nivel a gigante. Las hipergigantes rojas son estrellas con una masa 40 veces superior a la del Sol, pero su volumen es mucho mayor que el de 40 soles, porque conforme aumenta el peso de una estrella disminuye su densidad. En el caso de NML Cygni, su radio es 1605 veces mayor que el del Sol, o lo que es lo mismo, si NML Cygni estuviera situada donde lo está el Sol, el borde de la estrella cubriría la órbita de Saturno.”

Los elementos químicos se fraguan dentro de ellas, y, también al final de sus vidas, en las explosiones Supernovas, se crean los materiales más complejos de la Tabla Periódica. Estos materiales, van formar parte de las grandes Nebulosas de las que vuelven a surgir nuevas estrellas y nuevos mundos que estarán hechos de todos esos elementos creados en las estrellas y, como nosotros mismos provenimos de ahí, es fácil oir la expresión: “Somos polvo de estrellas”.

Las estrellas no son ninguna excepción y como todo en nuestro Universo, con el paso del tiempo evolucionan y, a medida que van consumiendo su combustibles nuclear de fusión, van acortando sus vidas que, en función de la masa, será más corta o más duradera y también, sus finales serán distintos por la misma causa: Estrellas como el Sol = Enanas Blancas. Estrellas de varias masas soles = Estrella de Neutrones. Estrellas masivas y supermasivas = Agujeros Negros.

Esas transmutaciones que se producen durante un largo período de tiempo, conllevan fenómenos que se producen de distintas maneras en cada una de esas estrellas. En unas, se alcanza la estabilidad al degenerarse los electrones (que son fermiones), que siguen la Ley de Pauli del Principio de esclusión. Ahí aparecen las enanas blancas.  De la misma manera sucede en estrellas más masivas que el Sol pero, al tener más masa, no es suficiente que los electrones se degeneren y, entonces, electrones y protones se fusionan para convertirse en Neutrones que son (al ser fermiones), los que se degeneran y estabiliza a la estrella como de Neutrones. Cuando ya la masa es muy grande, nada puede frenar a mla Gravedad y lo que nos queda es un Agujero Negro.

Es cierto que en las inmensas masas de gas y povo que conforman las grandes Nebulosas, han sido halladas moléculas y ácidos necesarios para que, en los mundos apropiados, germine la vida. Esos remanentes de materiales y elementos contienen todo lo necesario que, cuando interacciona con un entorno adecuado, se reúne para producir la transición de fase que recorre el largo camino que va, desde la “materia inerte hasta los pensamientos”. Es decir, el surgir de la vida.

Lo cierto es que, la química de las estrellas está presente en los mundos para que pueda surgir la Vida

Decir eso de que los elementos estelares llegaron a la Tierra y pudo surgir la Vida, no es, en realidad, contar gran cosa de lo que pudo pasar para que nosotros ahora, podamos estar aquí contando sobre ello. Los actuales descubrimientos de la Paleontología, la más tradicional de las científicas, se entrelazan con nuevas ideas nacida de la biología molecular y la geoquímica. Los huesos de los dinosaurios son grandes y espectaculares y nos llevan al asombro. Pero, aparte del tamaño de sus habitantes, el Mundo de los dinosaurios se parecía mucho al nuestro. Contrasta con él la historia profunda de la Tierra, que nos cuentan fósiles microscópicos y sutíles señales químicas y que es, pese a ello, un relato dramático, una sucesión de mundos desaparecidos que, por medio de la transformación de la atmósfera y una evolución biológica, nos llevan hasta el mundo que conocemos hoy.

Parece que la similitud en los “tiempos” no es una simple coincidencia.  El argumento, en su forma más simple, lo introdujo Brandon Carter y lo desarrolló John D. Barrow por un lado y por Frank Tipler por otro.  Al menos, en el primer sistema Solar habitado observado ¡el nuestro!, parece que sí hay alguna relación entre t(bio) y t(estrella) que son aproximadamente iguales el t(bio) –tiempo biológico para la aparición de la vida- algo más extenso.

La evolución de una atmósfera planetaria que sustente la vida requiere una fase inicial durante la cual el oxígeno es liberado por la fotodisociación de vapor de agua.  En la Tierra esto necesitó 2.400 millones de años y llevó el oxígeno atmosférico a aproximadamente una milésima de su valor actual.  Cabría esperar que la longitud de esta fase fuera inversamente proporcional a la intensidad de la  radiación en el intervalo de longitudes de onda del orden de 1000-2000 ángstroms, donde están los niveles moleculares clave para la absorción de agua.

Nada surge de manera espontánea, todo se fragua durante un tiempo que tiene marcado por la Naturaleza y, nosotros, hemos tardada (como humanos verdaderos), más de 13.000 millones de años en porde llegar hasta aquí. El tiempo necesario para que las estrellas fabricaran la materia prima y después, el mundo pusiera su granito de arena para que ésta pudiera evolucionar, con la ayuda de la radiaicón del Sol, el agua corriente, una adecuada atmósfera, la presencia de océanos, las placas tectónicas que reciclan periódicamente el planeta… ¡No, no es nada fácil que la vida surja en un Mundo!

Pero en el Universo, son muchas las cosas que pueden pasar, muchos los objetos que están presentes, imnumerables los fenómenos que de una u otra cuestión pueden estar pasando de manera continuada y que no siempre, sabemos comprender.

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               ¡NO! No es el gran Ojo que todo lo ve y nos mira desde las alturas

Simplemente se trata del fenómeno que conocemos como “Halo atmosférico”, un anilo o arco de luz que parece rodear al Sol (también a la Luna), resultado de la refracción y la reflexión de la luz solar o lunar por los cristales de hielo de los cirros. Los halos solares y lunares más comunes un diámetro angular de 46º. Por lo general, el borde del halo muestra un efecto prismático, estando la luz azul refractada hacia el borde exterior y la roja al interior. Como resultado de la refracción preferencial de la luz hacia el borde del halo , la zona del cielo interior a un halo es más oscura que la interior. Los halos lunares solo pueden ser vistos claramente cuando la Luna es brillante, tipicamente en un intervalo de cinco días en torno a la Luna llena.

El Halo Galáctico está referido a cualquier material situado en una distribución aproximadamente esférica de una galaxia, y que se extiende hasta más allá de las regiones visibles. Puede referirse a la población de estrellas viejas (Población II), incluyendo a los cúmulos globulares, con poca o ninguna rotación alrededor del centro galáctico; o gas tenue, altamente ionizado y de alta temperatura que envuelve a toda la galaxia, incluso, muchas veces el halo galáctico está referido a una especie de neblina inconcreta que circunda toda la galaxia sin que termine de hacerse presente pero, ahí está.

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Alguna vez podemos contemplar una que nos parece más o menos atractiva pero, no sabemos discernir sobre lo que en realidad estamos contemplando. Por ejemplo, arriba tenemos la conocida como NGC 604,  una región H II gigante en la galaxia del Triángulo. Una región H II es una de gas y plasmabrillante que puede alcanzar un tamaño de cientos de años-luz y en la cual se forman estrellas masivas. Dichas estrellas emiten copiosas cantidades de luz ultravioleta extrema (con longitudes de onda inferiores a 912 Ångstroms) que ionizan la Nebulosa a su alrededor.

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                            Las regiones H II son muy abundantes en nuestra Galaxia

Cada átomo de hidrógeno ionizado contribuye con dos partículas al gas, es decir, con un protón y un electrón. Las Regiones H II son calientes con temperaturas típicas de 10 000 K, y son entre 10 y 100 000 veces más densas que las regiones H I. Se encuentran normalmente alrededor de las estrellas O y B jóvenes y masivas, siendo el gas ionizado por su intensa luz ultraviloleta, haciendo que éste brille. La Nebulosa de Orión es una famosa Región H II. Las Regiones H II pueden ser detectadas en la Galaxia por sus intensas emisiones en e infrarrojo. La radio emisión es debida al bremsstrahlung del gas ionizado, y la radiación infrarroja a la emisión térmica del polvo.

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Las Regiones H II aquí muy presentes y dada su gran extensión. La nebulosa de Orión es uno de los objetos astronómicos más fotografiados, examinados, e investigados. De ella se ha obtenido información determinante acerca de la de estrellas y planetas y a partir de nubes de polvo y gas en colisión. Los astrónomos han observado en sus entrañas discos protoplanetarios, enananas marrones, fuertes turbulencias en el movimiento de partículas de gas y efectos fotoionizantes cerca de estrellas muy masivas próximas a la nebulosa.

Una región H I es una nube formada por hidrógeno atómico frío, poco denso y no ionizado con temperaturas de alrededor de 100 K. Las regiones HI no emiten radiación en el rango visual, sólo en la región de radio. La notación H I se refiere al hecho de que los átomos de Hidrógeno no están ionizados como lo están en los que están presentes en la regiones H II (arriba). Cada átomo de Hidrógeno neutro contribuye al gas justo con una partícula. la Densidad de las regiones H I es demasiado sencilla como para que se formen moléculas de hidrógeno, y la luz estelar disociará cualquier molécula formada, de manera que el gas permanece en forma de átomo. El Hidrógeno neutro contrinuye aproximadamernte a la mitad de toda la materia interestelar en masa y en volumen,  con una densidad media de 1 Átomo/ cm3. Las regiones H I son frías.

Del asombroso universo son muchas las cosas que desconocemos, y, poco a poco, vamos pudiendo descubrir muchos de sus misterios que nos acercan cada vez más, a saber dónde estamos y lo que podemos o no podemos esperar de lo que hay en nuestro entorno.

El Sol de desplaza por el de una tenue nube de gas interestelar conocida como Local Fluff.

Lo de que la Voyager 1 había dejado atrás la zona bajo influencia directa del viento solar y se encontraba ya surcando el interplantario se convirtió rápidamente en una de las grandes noticias astronómicas del año, en especial por toda la carga simbólica que representa que, por primera vez, un ingenio construido por la Humanidad había traspasado por primera vez esa frontera invisible que nos separa y aisla del océano estelar. Pero para los científicos de la misión la llegada a este nuevo reino con una sonda aún operativa y capaz de seguir enviado al menos hasta 2020 es un regalo del que esperan grandes resultados. Y es que más allá del límite solar se extiende una región tan amplia como desconocida, y mucho más compleja de lo que podamos imaginar.

El movimiento de esta estrella binaria fue un misterio durante más de 30 años, e incluso se presentó como un posible fracaso de la Relatividad General de Einstein. Ahora un encabezado por el Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC) ha resuelto el misterio. Se observan hechos que no siempre podemos explicar y, persistimos en la búsqueda de las respuestas hasta que las podemos encontrar.

En el efecto periastro se puede contemplar el brillo de una estrella binaria que tiene una órbita altamente excéntrica. Cuando la separación entre las componentes es mínima. Es de hecho, un aumento del efecto de reflexión en el instante del periastro, y surge por la misma causa: la irradiación de una estrrella por la otra.

Hemos llegado a saber de nuevas estrellas, vientos estelares, radiación, energías, estrellas de neutrones o púlsaresagujeros negros, enanas rojas y blancas, ¿estrellas de Quarks? ¿materia oscura? mundos…¿Civilizaciones? ¡El Universo! Lo que todo lo contiene, ahí estan presentes todas las cosas que existen y las que tienen que existir… El espaciotiempo, las fuerzas fundamentales de la Naturaleza…¡La Vida!

Cuando pensamos en la edad y el tamaño del Universo lo hacemos generalmente utilizando medidas de tiempo como años, kilómetros o años-luz. Como y a hemos visto, estas medidas son extraordinariamente antropomórficas. ¿Por qué medir la edad del Universo con un “reloj” que hace “tic” cada vez que nuestro planeta completa una órbita alrededor de su estrella madre, el Sol? ¿porqué medir su densidad en términos de átomos por metro cúbico? Las a estas preguntas son por supuesto la misma: porque es conveniente y siempre lo hemos hecho así.

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Ésta es una situación en resulta especialmente apropiado utilizar las unidades “naturales” la , longitud y tiempo de Stoney y Planck, las que ellos introdujeron en la ciencia física para ayudarnos a escapar de la camisa de fuerza que suponía la perspectiva centrada e el ser humano.

Es caer en la tentación de mirarnos el ombligo y no hacerlo al entorno que nos rodea. Muchas más cosas habríamos evitado y habríamos descubierto si por una sola vez hubiésemos dejado el ego a un lado y, en lugar de estar pendientes de nosotros , lo hubiéramos hecho con respecto a la naturaleza que, en definitiva, es la que nos enseña el camino a seguir.

Lo cierto es que, desde el comienzo del Tiempo, allá por los confines impenetrables de la lejanía del Big Bang (si es que fue así realmente como nació el Universo), se tuvieron que esperar algunos cientos de millones de años para que surgieran las primeras estrellas, pasar por las Eras de la Radiación, la Era Leptónica, la de la Materia, que se produjera la descongelación de los fotones para que el Universo se hiciera de luz… Después de miles de millones de años, el Universo tenía los elementos necesarios para que, la Vida, pudiera surgir en los mundos adecuados y… ¡Aquí estamos!

Aquí estamos tratando de saber lo mismo que quisieron saber nuestros ancestros filósofos: ¿De dónde venimos? ¿Qué hacemos aquí? ?Hacia Dónde vamos? ¿Tendremos algún destino predeterminado…

Y seguiremos, dentro de nuestra inmensa ignorancia, haciendo preguntas mientras estemos por aquí.

emilio silvera

Es sorprendente, como funciona la Naturaleza

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en La Naturaleza...El Universo    ~    Comentarios Comments (0)

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               En cualquier galaxia pueden existir más de cien mil millones de estrellas

El Universo (al menos el nuestro), nos ofrece algo más, mucho más que grandes espacios vacíos, oscuros y fríos. En él podemos ver muchos lugares luminosos llenos de estrellas, de mundos y… muy probablemente de vida. Sin embargo, tenemos la sospecha de que, aparte del nuestro, otros universos podrían rondar por ahí y conformar un todo de múltiples Universos de caracterísiticas diversas y no en todos, serían posible la formación de estrellas y como consecuencia de la Vida.

Cuando me sumerjo en los misterios y maravillas que encierra el Universo, no puedo dejar de sorprenderme por sus complejas y bellas formaciones, la inmensidad, la diversidad, las fuerzas que están presentes, los objetos que lo pueblan, la sorprendente presencia de formas de vida y su variedad, y, sobre todo, que esa materia animada pudiera llegar hasta la consciencia, emitir ideas y pensamientos.

                ¿Qué “escalera” habrá que subir para llegar a ese otro universo?

Como nunca nadie pudo estar en otro Universo, tenemos que imaginarlos y basados en la realidad del nuestro, hacemos conjeturas y comparaciones con otros que podrían ser. ¿Quién puede asegurar que nuestro Universo es único? Realmente nadie puede afirmar tal cosa e incluso, estando limitados a un mundo de cuatro dimenciones espacio-temporales, no contamos con las condiciones físico-tecnológicas necesarias para poder captar (si es que lo hay), ese otro universo paralelo o simbiótico que presentimos junto al nuestro y que sospechamos que está situado mucho m´sas allá de nuestro alcance. Sin embargo, podríamos conjeturar que, ambos universos, se necesitan mutuamente, el uno sin el otro no podría existir y, de esa manera, estaríamos en un universo dual dentro de la paradoja de no poder conocernos mutuamente, al menos de momento, al carecer de los conocimientos necesarios para construir esa tecnología futurista que nos llevaría a esos otros horizontes.

                                            ¿Quién sabe lo que en otros mundos podremos encontrar?

¡Oh mundo de muchos mundos!

¡Oh vida de vidas!

¿Cuál es tu centro?

¿Dónde estamos nosotros?

¿Habrá algo más de lo que vemos?

¿Debemos prestar atención a las voces que oímos en nuestras mentes?

¿Cómo pudimos llegar a saber de lo muy pequeño y de lo muy grande?

Pensemos por ejemplo que un átomo tiene aproximadamente 10-8 centímetros de diámetros. En los sólidos y líquidos ordinarios los átomos están muy juntos, casi en contacto mutuo. La densidad de los sólidos y líquidos ordinarios depende por tanto del tamaño exacto de los átomos, del grado de empaquetamiento y del peso de los distintos átomos.

De los sólidos ordinarios, el menos denso es el hidrógeno solidificado, con una densidad de 0’076 gramos por cm3. El más denso es un metal raro, el osmio, con una densidad de 22’48 gramos/cm3.

Si los átomos fuesen bolas macizas e incompresibles, el osmio sería el material más denso posible, y un centímetro cúbico de materia jamás podría pesar ni un kilogramo, y mucho menos toneladas.

Pero los átomos no son macizos. El físico neozelandés experimentador por excelencia, Ernest Ruthertord, demostró en 1.909 que los átomos eran en su mayor parte espacio vacío. La corteza exterior de los átomos contiene sólo electrones ligerísimos, mientras que el 99’9% de la masa del átomo está concentrada en una estructura diminuta situada en el centro: el núcleo atómico.

El núcleo atómico tiene un diámetro de unos 10-15 cm (aproximadamente 1/100.000 del propio átomo). Si los átomos de una esfera de materia se pudieran estrujar hasta el punto de desplazar todos los electrones y dejar a los núcleos atómicos en contacto mutuo, el diámetro de la esfera disminuiría hasta un nivel de 1/100.000 de su tamaño original.

De manera análoga, si se pudiera comprimir la Tierra hasta dejarla reducida a un balón de núcleos atómicos, toda su materia quedaría reducida a una esfera de unos 130 metros de diámetro. En esas mismas condiciones, el Sol mediría 13’7 km de diámetro en lugar de los 1.392.530 km que realmente mide. Y si pudiéramos convertir toda la materia conocida del universo en núcleos atómicos en contacto, obtendríamos una esfera de sólo algunos cientos de miles de km de diámetro, que cabría cómodamente dentro del cinturón de asteroides del Sistema Solar.

Si la estrella tiene la masa del Sol “muere” para convertirse en una nebulosa planetaria y en una enana blanca. Si la estrella que agota su combustible nuclear de fusión es más masiva en varias masas solares, el resultado es el de una Estrella de Neutrones, y, si es súpermasiva, será un agujero negro su destino final.

El calor y la presión que reinan en el centro de las estrellas rompen la estructura atómica y permiten que los núcleos atómicos empiecen a empaquetarse unos junto a otros. Las densidades en el centro del Sol son mucho más altas que la del osmio, pero como los núcleos atómicos se mueven de un lado a otros sin impedimento alguno, el material sigue siendo un gas.  Hay estrellas que se componen casi por entero de tales átomos destrozados.  La compañera de la estrella Sirio es una “enana blanca” no mayor que el planeta Urano, y sin embargo tiene una masa parecida a la del Sol.

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Núcleos atómicos exóticos se rompen en campos eléctricos intensos

Los núcleos atómicos se componen de protones y neutrones. Ya hemos dicho antes que todos los protones tienen carga eléctrica positiva y se repelen entre sí, de modo que en un lugar dado no se pueden reunir más de un centenar de ellos. Los neutrones, por el contrario, no tienen carga eléctrica y en condiciones adecuadas pueden estar juntos y empaquetados un enorme número de ellos para formar una “estrella de neutrones”. Los púlsares, según se cree, son estrellas de neutrones en rápida rotación.

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Estas estrellas se forman cuando las estrellas de 2 – 3 masas solares, agotado el combustible nuclear, no pueden continuar fusionando el hidrógeno en helio, el helio en carbono, el carbono en oxígeno, etc, y explotan en supernovas. Las capas exteriores se volatilizan y son expulsados al espacio; el resto de la estrella (su mayor parte), al quedar a merced de la fuerza gravitatoria, es literalmente aplastada bajo su propio peso hasta tal punto que los electrones se funden con los protones y se forman neutrones que se comprimen de manera increíble hasta que se degeneran y emiten una fuerza que contrarresta la gravedad, quedándose estabilizada como estrella de neutrones.

Si el Sol se convirtiera en una estrella de neutrones, toda su masa quedaría concentrada en una pelota cuyo diámetro sería de 1/100.000 del actual, y su volumen (1/100.000)3, o lo que es lo mismo 1/1.000.000.000.000.000 (una milmillonésima) del actual. Su densidad sería, por tanto, 1.000.000.000.000.000 (mil billones) de veces superior a la que tiene ahora.

                               Nuestro Sol es la estrella más estudiada en nuestro mundo

La densidad global del Sol hoy día es de 1’4 gramos/cm3. Una estrella de neutrones a partir del Sol tendría una densidad que se reflejaría mediante 1.400.000.000.000.000 gramos por cm3. Es decir, un centímetro cúbico de una estrella de neutrones puede llegar a pesar 1.400.000.000 (mil cuatrocientos millones de toneladas). ¡Qué barbaridad! Sin embargo, en el contexto del Universo eso no supone nada si pensamos en su inmensidad. Si eso es así (que lo es), ¿qué somos nosotros comparados con toda esa grandeza? Bueno, si dejamos aparte el tamaño, creo que somos la parte del universo que piensa, o, al menos, una de las partes que puede hacerlo.

            Ahí se producen las transiciones de fase que transmutan la materia sencilla en la compleja

Objetos como estos pueblan el universo, e incluso más sorprendentes todavía, como es el caso de los agujeros negros explicado en páginas anteriores de este mismo trabajo. Cuando hablamos de las cosas del universo estamos hablando de cosas muy grandes. Cualquiera se podría preguntar, por ejemplo: ¿hasta cuándo podrá mantener el Sol la vida en la Tierra? Está claro que podrá hacerlo mientras radie energía y nos envie luz y calor que la haga posible tal como la conocemos.

Como ya explicamos antes, la radiación del Sol proviene de la fusión del hidrógeno en helio. Para producir la radiación vertida por el sol se necesita una cantidad ingente de fusión: cada segundo tienen que fusionarse 4.654.600. toneladas de hidrógeno en 4.650.000 toneladas de helio  (las 4.600 toneladas restantes se convierten en energía de radiación y las pierde el Sol para siempre. La ínfima porción de esta energía que incide sobre la Tierra basta para mantener toda la vida en nuestro planeta).

Nota: Los datos de arriba han sido mejorados con estudios posteriores y ahora sabemos que, cada segundo el Sol fusiona 700 millones de tonelada de Hidrógeno y sólo 2.000 millonésima de esa energía llega al planeta Tierra.

Nadie diría que con este consumo tan alto de hidrógeno por segundo, el Sol pudiera durar mucho tiempo, pero es que ese cálculo no tiene en cuenta el enorme tamaño del Sol. Su masa totaliza 2.200.000.000.000.000. 000.000.000.000 (más de dos mil cuatrillones) de toneladas. Un 53% de esta masa es hidrógeno, lo cual significa que el Sol contiene en la actualidad una cantidad de 1.166.000.000.000.000.000.0000.0000.000 toneladas. Lo que le permitirá vivir otros 5.000 M de años.

Para completar datos diré que el resto de la masa del Sol es casi todo helio. Menos del 0’1 por 100 de su masa está constituido por átomos más complicados que el helio. El helio es más compacto que el hidrógeno. En condiciones idénticas, un número dado de átomos de helio tiene una masa cuatro veces mayor el mismo número de átomos de hidrógeno. O dicho de otra manera: una masa dada de helio ocupa menos espacio que la misma masa de hidrógeno. En función del volumen – el espacio ocupado -, el Sol es hidrógeno en un 80 por ciento.

Si suponemos que el Sol fue en origen todo hidrógeno, que siempre ha convertido hidrógeno en helio al ritmo dicho y que lo seguirá haciendo hasta el final, se calcula que ha estado radiando desde hace unos 4.000 millones de años y que seguirá haciéndolo durante otros cinco mil millones de años más.

Pero las cosas no son tan simples. El Sol es una estrella de segunda generación, constituida a partir de gas y polvo cósmico desperdigado por estrellas que se habían quemado y explotado miles de millones de años atrás.  Así pues, la materia prima del Sol contenía ya mucho helio desde el principio, lo que nos lleva a pensar que el final puede estar algo más cercano.

Por otra parte, el Sol no continuará radiando exactamente al mismo ritmo que ahora. El hidrógeno y el helio no están perfectamente entremezclados. El helio está concentrado en el núcleo central y la reacción de fusión se produce en la superficie del núcleo.

A medida que el Sol siga radiando, irá adquiriendo una masa cada vez mayor ese núcleo de helio y la temperatura en el centro aumentará. En última instancia, la temperatura sube lo suficiente como para transformar los átomos de helio en átomos más complicados. Hasta entonces el Sol radiará más o menos como ahora, pero una vez que comience la fusión del helio, empezará a expandirse y a convertirse poco a poco en una gigante roja. El calor se hará insoportable en la Tierra, los océanos se evaporarán y el planeta dejará de albergar vida en la forma que la conocemos.

La esfera del Sol, antes de explotar para convertirse en una enana blanca, aumentará engullendo a Mercurio y a Venus y quedará cerca del planeta Tierra, que para entonces será un planeta yermo.

Los astrónomos estiman que el Sol entrará en esta nueva fase en unos 5 ó 6 mil millones de años. Así que el tiempo que nos queda por delante es como para no alarmarse todavía. Sin embargo, el no pensar en ello… no parece conveniente.

Espero que al lector de este trabajo, encargado por la Asociación Cultural “Amigos de la Física 137, e/hc”, les esté entreteniendo y sobre todo interesando los temas que aquí hemos tratado, siempre con las miras puestas en difundir el conocimiento científico de temas de la naturaleza como la astronomía y la física. Tratamos de elegir temas de interés y aquellos que han llamado la atención del público en general, explicándolos y respondiendo a preguntas que seguramente les gustaría conocer, tales como: ¿por qué la Luna muestra siempre la misma cara hacia la Tierra?

La atracción gravitatoria de la Luna sobre la Tierra hace subir el nivel de los océanos a ambos lados de nuestro planeta y crea así dos abultamientos. A medida que la Tierra gira de oeste a este, estos dos bultos -de los cuales uno mira hacia la Luna y el otro en dirección contraria- se desplazan de este a oeste alrededor de la Tierra.

Al efectuar este desplazamiento, los dos bultos rozan contra el fondo de los mares poco profundos, como el de Bering o el de Irlanda. Tal rozamiento convierte energía de rotación en calor, y este consumo de la energía de rotación terrestre hace que el movimiento de rotación de la Tierra alrededor de su eje vaya disminuyendo poco a poco. Las mareas actúan como freno sobre la rotación de la Tierra, y como consecuencia de ello, los días terrestres se van alargando un segundo cada mil años.

Pero no es sólo el agua del océano lo que sube de nivel en respuesta a la gravedad lunar. La corteza sólida de la Tierra también acusa el efecto, aunque en medida menos notable. El resultado son dos pequeños abultamientos rocosos que van girando alrededor de la Tierra, el uno mirando hacia la Luna y el otro en la cara opuesta de nuestro planeta. Durante ese desplazamiento, el rozamiento de una capa rocosa contra otra va minando también la energía de rotación terrestre. (Los bultos, claro está, no se mueven físicamente alrededor del planeta, sino que a medida que el planeta gira, remiten en un lugar y se forman en otro, según qué porciones de la superficie pasen por debajo de la Luna y sean atraídas por su fuerza de gravedad).

La Luna no tiene mares ni mareas en el sentido corriente. Sin embargo, la corteza sólida de la luna acusa la fuerte atracción gravitacional de la Tierra, y no hay que olvidar que ésta es 80 veces más grande que la Luna. El abultamiento provocado en la superficie lunar es mucho mayor que el de la superficie terrestre. Por tanto, si la Luna rotase en un periodo de 24 horas, estaría sometida a un rozamiento muchísimo mayor que la Tierra. Además, como nuestro satélite tiene una masa mucho menor que la Tierra, su energía total de rotación sería, ya de entrada, para periodos de rotación iguales, mucho menor.

                                               Luna roja sobre el Templo de Poseidon

Así pues, la Luna, con una reserva inicial de energía muy pequeña, socavada rápidamente por los grandes bultos provocados por la Tierra, tuvo que sufrir una disminución relativamente rápida de su periodo de rotación.  Hace seguramente muchos millones de años debió de decelerarse hasta el punto de que el día lunar se igualó con el mes lunar. De ahí en adelante, la Luna siempre mostraría la misma cara hacia el planeta Tierra.

                Siempre nos muestra la misma cara

Esto, a su vez, congela los abultamientos en una aposición fija. Unos de ellos miran hacia la Tierra desde el centro mismo de la cara lunar que nosotros vemos, mientras que el otro está apuntando en dirección contraria desde el centro mismo de la cara lunar que no podemos ver. Puesto que las dos caras no cambian de posición a medida que la Luna gira alrededor de la Tierra, los bultos no experimentan ningún nuevo cambio ni tampoco se produce rozamiento alguno que altere el periodo de rotación del satélite. La luna continuará mostrándonos la misma cara indefinidamente; lo cual, como veis, no es ninguna coincidencia, sino la consecuencia inevitable de la gravitación y del rozamiento. La Luna es un caso relativamente simple. En ciertas condiciones, el rozamiento debido a las mareas puede dar lugar a condiciones de estabilidad más complicadas.

Durante unos ochenta años, por ejemplo, se pensó que Mercurio (el planeta más cercan al Sol y el más afectado por la fuerza gravitatoria solar) ofrecía siempre la misma cara al Sol, por el mismo motivo que la Luna ofrece siempre la misma cara a la Tierra. Pero se ha comprobado que, en el caso de este planeta, los efectos del rozamiento producen un periodo estable de rotación de 58 días, que es justamente dos tercios de los 88 días que constituyen el período de revolución de Mercurio alrededor del Sol.

Hay tantas cosas que aprender que el corto tiempo que se nos permite estar aquí es totalmente insuficiente para conocer todo lo que nos gustaría. ¿Hay algo más penoso que la ignorancia? ¿Hay algo más excitante que el descubrir y saber?

emilio silvera

¡Se hizo la luz!

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en El Universo misterioso    ~    Comentarios Comments (0)

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SCIENCE

 Estamos más cerca de entender cómo se encendió la primera luz del Universo

La galaxia más lejana en el tiempo y en el espacio ha dado nuevas pistas para entender cómo el Cosmos dejó de ser un lugar oscuro y se volvió transparente, permitiendo que luego se iluminaran las primeras estrellas y galaxias

El telescopio ALMA ha detectado oxígeno ionizado en una galaxia muy joven situada a 13.100 millones de años luz. Este hallazgo ayudará a entender cómo se formaron las primeras galaxias y estrellas

El telescopio ALMA ha detectado oxígeno ionizado en una galaxia muy joven situada a 13.100 millones de años luz. Este hallazgo ayudará a entender cómo se formaron las primeras galaxias y estrellas – NAOJ

Resultado de imagen de En el año 2012 el telescopio Subaru, del Observatorio Nacional de Japón (NAOJ) y situado en Hawaii

El telescopio Subaru es un telescopio de 8,2 metros infrarrojo-óptico situado en Manua Kea, Hawaii, EUA, manejado por NAOJ, NINS.

Imagen de la nueva galaxia descubierta. Foto: Astrophysical Journal

Imagen de la nueva galaxia descubierta. Foto: Astrophysical Journal

En el año 2012 el telescopio Subaru, del Observatorio Nacional de Japón (NAOJ) y situado en Hawaii, logró ver algo a la mayor distancia hasta la fecha. Gracias a sus espejos de 8,2 metros de diámetro, logró captar una galaxia, llamada SXDF-NB1006-2, cuya principal peculiaridad es estar situada a una distancia de 13.100 millones de años luz. Aparte del récord, esta lejana galaxia se convirtió en una ventana al Universo más remoto en el tiempo: aquel que existió hace 13.100 millones de años, y «solo» 700 millones de años después del Big Bang.

En un primer momento se encontraron trazas de hidrógeno, el material básico con el que se construyeron las primeras galaxias. Pero los investigadores quisieron también saber si había algo más. Gracias al potente telescopio ALMA, situado en Chile, los científicos encontraron evidencias de la presencia de oxígeno, un elemento que nunca se había descubierto tan lejos y que podría servir para explicar un fenómeno conocido como «reionización cósmica». El hallazgo ha sido publicado este jueves en Science.

Los elementos pesados se forman en las estrellas y, más tarde, en explosiones Supernovas.

«Ver elementos pesados en el Universo temprano es esencial para saber cómo se formaron estrellas en ese periodo», ha dicho Akio Inoute, investigador en la Universidad Osaka Sangyo, Japón, y principal autor del estudio. Y no solo eso: «Estudiar elementos pesados nos da también una pista para entender cómo se formaron las galaxias y qué causó la reionización cósmica», ha añadido.

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      En el Universo suceden cosas sorprendentes

¿En qué consiste ese fenómeno? Hoy en día el Universo es rico en una gran variedad de elementos y está repleto de estrellas y galaxias. Pero no siempre fue así. Cientos de millones de años después del Big Bang, el Universo era un lugar muy oscuro en el que no había estrellas ni galaxias. Fue la «reionización cósmica» la que lo cambió todo.

El fin de la «Edad oscura»

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              Se liberaron las fotones y se hizo la luz. El Universo dejó de ser opaco

Antes de eso, el Universo estaba sumido en un periodo conocido como «Edad oscura». Por entonces, centenares de millones de años después del Big Bang, la materia estaba más apelmazada y caliente que hoy en día, y estaba compuesta por protones, neutrones y electrones. Con el tiempo esta «sopa» se fue enfriando, de modo que los protones y los neutrones comenzaron a combinarse para generar hidrógeno y helio ionizados, los elementos más básicos y sencillos de toda la tabla periódica. A medida que estos elementos fueron atrayendo los electrones, el espacio dejó de ser opaco para la luz y se volvió transparente. Y así, ¡se hizo la luz!

Resultado de imagen de qué causó la reionización cósmica

Todo esta etapa de la «reionización cósmica» es el periodo más antiguo en la vida del Universo al que se puede acceder a través de telescopios, puesto que antes de eso no había luz (al menos si las teorías no se equivocan). Por suerte, muchos científicos consideran que es posible ver cosas aún más antiguas recurriendo a las ondas gravitacionales.

Sea como sea, parece que fue cientos de millones de años después de esta reionización cósmica, cuando las condiciones permitieron que se formaran las primeras fuentes de luz: las estrellas, unas inmensas centrales nucleares capaces de fundir hidrógeno y helio y producir átomos más pesados. La «Edad oscura» del Universo tocaba a su fin.

A pesar de la importancia de este fenómeno, que cambió por completo la naturaleza del Universo, lo cierto es que no se sabe mucho acerca de cómo o por qué ocurrió. Por fortuna, el telescopio ALMA permitió obtener algunas pistas.

El pasado más remoto al alcance

Todo comenzó en junio de 2015, cuando se logró detectar la luz procedente del oxígeno ionizado en SXDF-NB1006-2. Con este vistazo a un momento antiquísimo del Universo, los investigadores se llevaron varias sorpresas. «Algo extraño podría estar ocurriendo en esa galaxia», dijo Inoue.

¿Cuál es el motivo de su sorpresa? Básicamente, haber encontrado una cantidad total de elementos pesados de solo el 10 por ciento de la que hay en el Universo actual, y, además, una cantidad muy pequeña de polvo interestelar. Por último, tampoco se encontraron lecturas de carbono, un elemento que es clave para justificar la posibilidad de que una estrella pueda estar implicada en la «reionización cósmica».

Estrellas contra la oscuridad

Que no haya carbono ni polvo indica que las estrellas gigantes que hay en la región, una docena de veces más pesadas que el sol y que producen una intensa luz ultravioleta, podrían haber sido capaces de tener un papel protagonista en la reionización. El motivo es que tanto el polvo como el carbono pueden frenar la luz. Por eso, tanto estas estrellas como esta galaxia podrían ser los protagonistas típicos de una historia que fue la que permitió que el Universo fuera dejando atrás la «Edad oscura».

«Este es el primer paso para entender qué tipo de objetos causaron el fenómeno de la”reionización cósmica”», ha explicado Yoichi Tamura, investigador de la Universidad de Tokio. «Nuestras próximas observaciones con ALMA ya han comenzado. Si conseguimos observaciones de mayor resolución podremos ver la distribución y el movimiento del oxígeno en la galaxia y conseguir información crucial para entender sus propiedades».

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Explorar ese rincón tan lejano del Universo no ha sido sencillo: no ha bastado con apuntar el telescopio en la dirección correcta; ha hecho falta hacer complejas simulaciones de ordenador para tratar de predecir el brillo de esas regiones tan remotas en el tiempo y en el espacio.

En este caso, cuanto más lejos se mira más atrás en el tiempo se llega. Aparte de satisfacer la gran curiosidad de entender cómo se formó y cómo se originó el Universo, gracias a trabajos como este también se puede entender cómo se formó la materia, y qué secretos esconde aún en su interior.

Reportaje