Parece, seg\u00fan todas las trazas, que el universo, nuestro universo, alberga la vida inteligente porque las constantes de la naturaleza son las que aqu\u00ed est\u00e1n presentes, cualquier ligera variaci\u00f3n en alguna de estas constantes habr\u00eda impedido que surgiera la vida en el planeta que habitamos. El universo con las constantes ligeramente diferentes habr\u00eda nacido muerto, no se hubieran formado las estrellas ni se habr\u00edan unido los quarks<\/a> para construir nucleones<\/a> (protones<\/a> y neutrones<\/a>) que formaran los n\u00facleos que al ser rodeados por los electrones<\/a> construyeron los \u00e1tomos que se juntaron para formar las mol\u00e9culas y c\u00e9lulas que unidas dieron lugar a la materia.\u00a0 Esos universos con las constantes de la naturaleza distintas a las nuestras, estar\u00edan privados del potencial y de los elementos necesarios para desarrollar y sostener el tipo de complejidad organizada que nosotros llamamos vida.<\/p>\n <\/p>\n Nadie ha sabido responder a la pregunta de si las constantes de la naturaleza son realmente constantes o llegar\u00e1 un momento en que comience su transformaci\u00f3n. Hay que tener en cuenta que para nosotros, la escala del tiempo que podr\u00edamos considerar muy grande, en la escala de tiempo del universo podr\u00eda ser \u00ednfima. El universo, por lo que sabemos, tiene 13.500 millones de a\u00f1os. Antes que nosotros, el reinado sobre el planeta correspond\u00eda a los dinosaurios, amos y se\u00f1ores durante 150 millones de a\u00f1os, hace ahora de ello 65 millones de a\u00f1os.\u00a0 Mucho despu\u00e9s, hace apenas 2 millones de a\u00f1os, aparecieron nuestros antepasados directos que, despu\u00e9s de una serie de cambios evolutivos desemboc\u00f3 en lo que somos hoy.<\/p>\n Todo ello pudo suceder como consecuencia de que, 200 millones de a\u00f1os despu\u00e9s del Big Bang<\/a> se formaron las primeras estrellas que, a su vez, dieron lugar a las primeras galaxias.<\/p>\n El material primario del universo fue el hidr\u00f3geno, el m\u00e1s sencillo y simple de los elementos que componen la tabla peri\u00f3dica. Hoy d\u00eda, 13.500 millones de a\u00f1os despu\u00e9s, contin\u00faa siendo el material m\u00e1s abundante del universo junto al helio.<\/p>\n Para hacer posible el resurgir de la vida, hac\u00edan falta materiales mucho m\u00e1s complejos que el hidr\u00f3geno; \u00e9ste era demasiado simple y hab\u00eda que fabricar otros materiales que, como el carbono, el hidr\u00f3geno pesado, el nitr\u00f3geno, ox\u00edgeno, etc, hicieran posible las combinaciones necesarias de materiales diferentes y complejos que, al ser bombardeados por radiaci\u00f3n ultravioleta y rayos gamma<\/a>s provenientes del espacio, diera lugar a la primera c\u00e9lula org\u00e1nica que ser\u00eda la semilla de la vida.<\/p>\n \u00bfQui\u00e9n, entonces, fabric\u00f3 esos materiales complejos si en el universo no hab\u00eda nadie?<\/p>\n Buena pregunta. Para contestar tengo que exponer aqu\u00ed algunas caracter\u00edsticas de lo que es una estrella, de c\u00f3mo se puede formar, como puede ser, y cu\u00e1l ser\u00e1 su destino final. Veamos:<\/p>\n Lo que conocemos como estrella es una bola de gas luminosa que, durante una etapa de su vida, produce energ\u00eda por la fusi\u00f3n nuclear del hidr\u00f3geno en helio. El t\u00e9rmino estrella, por tanto, no s\u00f3lo incluye estrellas como el Sol, que est\u00e1n en la actualidad quemando hidr\u00f3geno, sino tambi\u00e9n protoestrella<\/a>s, a\u00fan en formaci\u00f3n y no lo suficientemente calientes como para que dicha combusti\u00f3n nuclear haya comenzado, y tambi\u00e9n varios tipos de objetos m\u00e1s evolucionados como estrellas gigantes y supergigantes, que est\u00e1n quemando otros combustibles nucleares, o las enanas blancas y las estrellas nucleares, que est\u00e1n formadas por combustible nuclear gastado.<\/p>\n Las estrellas se forman a partir de enormes nubes de gas y polvo que a veces tienen hasta a\u00f1os-luz de di\u00e1metro.\u00a0 Las mol\u00e9culas de polvo, unidas a las de los gases, se rozan y se ionizan, se calientan y la\u00a0 nube comienza a girar lentamente. El enorme conglomerado, poco a poco se va juntando y la temperatura aumenta. Tal enormidad de materia crea una fuerza gravitatoria que hace contraerse la nube sobre s\u00ed misma; su di\u00e1metro y su temperatura en el n\u00facleo es tal que se produce la fusi\u00f3n de los protones<\/a> de hidr\u00f3geno que se transforman en un material m\u00e1s complejo, el helio, y ese es el momento en que nace la estrella que, a partir de ah\u00ed, puede estar miles de millones de a\u00f1os brillando y produciendo energ\u00eda termonuclear.<\/p>\n La masa m\u00e1xima de las estrellas puede rondar las 120 masas solares, es decir, ser 120 veces mayor que nuestro Sol, y por encima de este l\u00edmite ser\u00eda destruida por la enorme potencia de su propia radiaci\u00f3n. La masa m\u00ednima para poder ser una estrella se fija en 0\u201908 masas solares; por debajo de ella, los objetos no ser\u00edan lo suficientemente calientes en sus n\u00facleos como para que comience la combusti\u00f3n del hidr\u00f3geno y se convertir\u00edan en enanas marrones. Las luminosidades de las estrellas var\u00edan desde alrededor de medio mill\u00f3n de veces la luminosidad del Sol para las m\u00e1s calientes hasta menos de la mil\u00e9sima de la del Sol para las enanas m\u00e1s d\u00e9biles. Aunque las estrellas m\u00e1s prominentes visibles a simple vista son m\u00e1s luminosas que el Sol, la mayor\u00eda de las estrellas son en realidad m\u00e1s d\u00e9biles que \u00e9ste y, por tanto, imperceptibles a simple vista.<\/p>\n Como he dicho antes, el brillo de las estrellas (la luz y el calor) es el resultado de la conversi\u00f3n de masa en energ\u00eda (E = mc2<\/sup>), por medio de reacciones nucleares, las enormes temperaturas de millones de grados de su n\u00facleo, hace posible que los protones<\/a> de los \u00e1tomos del hidr\u00f3geno se fusionen y se conviertan en \u00e1tomos de helio. Por cada kilogramo de hidr\u00f3geno quemado de esta manera, se convierten en energ\u00eda aproximadamente siete gramos de masa. De acuerdo con la famosa ecuaci\u00f3n de Einstein<\/a> (arriba rese\u00f1ada), los siete gramos equivalen a una energ\u00eda de 6\u20193 \u00d7 <\/strong>1014<\/sup> julios. Las reacciones nucleares no s\u00f3lo aportan la luz y el calor de las estrellas, sino que tambi\u00e9n producen elementos pesados, m\u00e1s complejos que el hidr\u00f3geno y el helio que, posteriormente, son\u00a0 distribuidos por el universo, cuando al final de la estrella, esta explota en supernova, lanzando sus capas exteriores al espacio que de esta forma, deja \u201csembrado\u201d de estos materiales el \u201cvacio\u201d estelar.<\/p>\n Las estrellas pueden clasificarse de muchas maneras. Una manera es mediante su etapa evolutiva: en presecuencia principal, secuencia principal*<\/a>,\u00a0 gigante, supergigante, enana blanca<\/a>, estrella de neutrones<\/a> y agujeros negros<\/a>.\u00a0 Estas \u00faltimas son la consecuencia del final de sus vidas como tales estrellas, convirti\u00e9ndose en objetos estelares de una u otra clase en funci\u00f3n de sus masas originales. Estrellas como nuestro Sol, al agotar el combustible nuclear se transforman en gigantes rojas, explotan en novas<\/a> y finalmente quedan como enanas blancas. Si la masa es mayor ser\u00e1n estrellas de neutrones<\/a>, y si a\u00fan son mayores, su final est\u00e1 en agujeros negros<\/a>.<\/p>\n Otra clasificaci\u00f3n es a partir de sus espectros, que indican su temperatura superficial. Otra manera es en poblaciones I, II y III, que engloban estrellas con abundancias progresivamente menores de elementos pesados, indicando paulatinamente una mayor edad. Tambi\u00e9n evoluci\u00f3n estelar y magnitudes aparentes y absolutas y el tipo espectral con la distancia en a. L., es otra de las clasificaciones.<\/p>\n Despu\u00e9s de estas clasificaciones gen\u00e9ricas tenemos otras mas particulares y definidas referidas a estrellas binarias, estrellas capullo, con baja velocidad, con envoltura, con exceso de ultravioleta, de alta velocidad, de baja luminosidad, de baja \u00a0masa, de bario, de bariones<\/a>, de campo, de carbono, de circonio, de estroncio, de helio, estrella de la poblaci\u00f3n I extrema, de la poblaci\u00f3n intermedia, de la rama gigante asint\u00f3tica, estrella de litio, de manganeso, de manganeso-mercurio y, viceversa, estrella de metales pesados, de neutrones<\/a>*<\/a>, estrellas de quarks<\/a> (hipot\u00e9tica con densidad intermedia entre la estrella de neutrones<\/a> y el agujero negro<\/a>), estrella de referencia, de silicio, de tecnecio, de tiempo intermedio, de tipo tard\u00edo, de tipo temprano, estrella del polo, estrella doble, estrella enana, est\u00e1ndar, evolucionada, etc.<\/p>\n La variedad de estrellas es grande y para los estudiosos fascinantes.\u00a0 Tal diversidad es debida a la evoluci\u00f3n que desde su formaci\u00f3n tiene cada tipo de estrella en funci\u00f3n de su masa y de los gases y polvo c\u00f3smico que la forman y los que se crean en su n\u00facleo (horno solar) a miles de millones de grados de temperatura capaces de transformar materiales simples como el hidr\u00f3geno hacia una gama m\u00e1s compleja y pesada que, finalmente, mediante la explosi\u00f3n de supernova (m\u00e1s temperatura), arroja al espacio materiales que, a su vez, forman nuevas estrellas de 2\u00aa y 3\u00aa generaci\u00f3n con materiales complejos.\u00a0 La vida en nuestro planeta pudo surgir gracias a que en la Tierra hab\u00eda abundancia de estos materiales creados en las estrellas. Podemos decir, sin temor a equivocarnos que nosotros mismos estamos hechos del \u00a0material creado en las estrellas lejanas que posiblemente, hace miles de millones de a\u00f1os explot\u00f3 en supernova a millones de a\u00f1os luz de nuestro Sistema Solar.<\/p>\n Pero retomando el tema central de este cap\u00edtulo, las constantes fundamentales de la naturaleza, \u00a0tenemos que decir que, precisamente, estas constantes son las que tienen el \u00a0m\u00e9rito de que las estrellas brillen en las galaxias y de que nosotros estemos aqu\u00ed para mirar a los cielos y contemplar su belleza.<\/p>\n emilio silvera<\/em><\/p>\n *<\/a> Sol fusionando hidr\u00f3geno en helio. Volver<\/a><\/p>\n *<\/a> 1017<\/sup> Kg\/m3<\/sup>.\u00a0El material llega a estar tan junto que protones<\/a> y electrones<\/a> se funden y forman neutrones<\/a>. Volver<\/a><\/p>\n
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