{"id":4308,"date":"2010-10-13T10:37:19","date_gmt":"2010-10-13T08:37:19","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=4308"},"modified":"2010-10-13T12:16:26","modified_gmt":"2010-10-13T10:16:26","slug":"%c2%a1el-universo-%c2%a1es-tan-grande-%c2%a1tan-complejo","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2010\/10\/13\/%c2%a1el-universo-%c2%a1es-tan-grande-%c2%a1tan-complejo\/","title":{"rendered":"\u00a1El UNiverso! \u00a1Es tan grande! \u00a1Tan complejo!"},"content":{"rendered":"

Todos sabemos que un prot\u00f3n<\/a>, cuando se encuentra con un antiprot\u00f3n<\/a> (materia con antimateria) ambos se destruyen.<\/p>\n

Una vez destruidos todos los pares materia antimateria, qued\u00f3 el sobrante de part\u00edculas positivas que es la materia de nuestro universo.<\/p>\n

De esa manera se formaron, con esas part\u00edculas positivas y los electrones<\/a> (hadrones<\/a> y leptones<\/a>), se originaron grandes conglomerados de gas y polvo que giraban lentamente, fragment\u00e1ndose en v\u00f3rtices turbulentos que se condensaban finalmente en estrellas.<\/p>\n

Estos conglomerados de gas y polvo pod\u00edan tener extensiones de a\u00f1os luz de di\u00e1metro y, en algunas regiones donde la formaci\u00f3n de estrellas fue muy activa, casi todo el polvo y el gas fue a parar a una estrella u otra. Poco o nada fue lo que quedo en los espacios intermedios. Esto es cierto para los c\u00famulos globulares, las galaxias el\u00edpticas y el n\u00facleo central de las galaxias espirales.<\/p>\n

Dicho proceso fue mucho menos eficaz en las afueras de las galaxias espirales. Las estrellas se formaron en n\u00fameros muchos menores y sobr\u00f3 mucho polvo y mucho gas.<\/p>\n

Nosotros, los habitantes del planeta Tierra, nos encontramos en los brazos espirales de nuestra galaxia, estamos situados en la periferia a unos 30.000 a\u00f1os luz del centro gal\u00e1ctico y vemos las manchas oscuras que proyectan las nubes de polvo contra el resplandor de la V\u00eda L\u00e1ctea. El centro de nuestra propia galaxia queda oscurecido por tales nubes.<\/p>\n

Estas nubes enormes de polvo c\u00f3smico es el material primario del que hacen las estrellas. Este material del que est\u00e1 formado el universo consiste en su mayor parte, como se ha dicho anteriormente, de hidr\u00f3geno y helio.\u00a0 Los \u00e1tomos de helio no tienen ninguna tendencia a juntarse unos con otros.\u00a0 Los de hidr\u00f3geno s\u00ed, pero s\u00f3lo en parejas, formando mol\u00e9culas de hidr\u00f3geno (H2<\/sub>). Quiere decirse que la mayor parte del material que flota entre las estrellas consiste en peque\u00f1os \u00e1tomos de helio o en peque\u00f1os \u00e1tomos y mol\u00e9culas de hidr\u00f3geno. Todo ello constituye el gas interestelar, que forma la mayor parte de la materia que circula en el universo entre las estrellas.<\/p>\n

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El polvo interestelar o polvo c\u00f3smico, que se halla presente en cantidades mucho m\u00e1s peque\u00f1as, se compone de part\u00edculas diminutas, pero mucho m\u00e1s grandes que \u00e1tomos o mol\u00e9culas, y por tanto deben contener \u00e1tomos que no son ni de hidr\u00f3geno ni de helio, son \u00e1tomos de materiales m\u00e1s complejos.<\/p>\n

El tipo de \u00e1tomo m\u00e1s com\u00fan en el universo, despu\u00e9s del hidr\u00f3geno y el helio, es el de ox\u00edgeno. El ox\u00edgeno puede combinarse con hidr\u00f3geno para formar grupos oxidrilo (HO) y mol\u00e9culas de agua (H2<\/sub>O), que tienen una marcada tendencia a unirse a otros grupos y mol\u00e9culas del mismo tipo que encuentren en el camino, de forma que poco a poco se van constituyendo peque\u00f1\u00edsimas part\u00edculas compuestas por millones y millones de tales mol\u00e9culas. Los grupos oxidrilo y las mol\u00e9culas de agua pueden llegar a constituir una parte importante del polvo c\u00f3smico.<\/p>\n

En 1.965 se detect\u00f3 por primera vez grupos oxidrilo en el espacio\u00a0 y se comenz\u00f3 a estudiar su distribuci\u00f3n. Desde entonces se ha informado tambi\u00e9n de la existencia de mol\u00e9culas m\u00e1s complejas que contienen \u00e1tomos de carbono, as\u00ed como de hidr\u00f3geno y ox\u00edgeno. El polvo c\u00f3smico contiene tambi\u00e9n agrupaciones at\u00f3micas formadas por \u00e1tomos menos comunes y m\u00e1s complejos que los ya mencionados. Los materiales m\u00e1s pesados y complejos se fabrican en los hornos termonucleares, los n\u00facleos de las estrellas, y cuando al final de su existencia como tales estrellas explotan en s\u00faper novas<\/a>, estos materiales son lanzados al espacio a velocidades incre\u00edbles y siembra el vac\u00edo estelar de materiales complejos que m\u00e1s tarde sirven de material para formar nuevas estrellas de II generaci\u00f3n.<\/p>\n

En el espacio estelar se han detectado tambi\u00e9n \u00e1tomos de calcio, sodio, potasio e hierro, observando la luz que esos \u00e1tomos absorben.<\/p>\n

Dentro de nuestro sistema solar hay un material parecido, aportado quiz\u00e1s por los cometas. Es posible que fuera de los l\u00edmites visibles del sistema solar exista una conglomeraci\u00f3n grande de cometas, y que algunos de ellos se precipiten hacia el Sol (atra\u00eddos por la gravedad). Los cometas son formaciones de fragmentos s\u00f3lidos de metal y roca, unidos por una mezcla de hielo, metano y amon\u00edaco congelados y otros materiales parecidos. Cada vez que un cometa se aproxima al Sol, se evapora parte de su materia, liberando diminutas part\u00edculas s\u00f3lidas que se esparcen por el espacio en forma de larga cola. En \u00faltima instancia, el cometa se desintegra por completo.<\/p>\n

A lo largo de la historia del sistema solar se han desintegrado innumerables cometas y han llenado de polvo el espacio interior del sistema solar.\u00a0 La Tierra recoge cada d\u00eda miles de millones de part\u00edculas de polvo (\u201cmicrometeoroides\u201d). Los cient\u00edficos espaciales se interesan por ellas por diversas razones; una de ellas es que los micrometeoroides de mayor tama\u00f1o podr\u00edan suponer un peligro para los futuros astronautas y colonizadores de la Luna.<\/p>\n

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 est\u00e1n presentes, los objetos que lo pueblan, etc.<\/p>\n

Pensemos por ejemplo que un \u00e1tomo tiene aproximadamente 10–<\/sup>8<\/sup> cent\u00edmetros de di\u00e1metros. En los s\u00f3lidos y l\u00edquidos ordinarios los \u00e1tomos est\u00e1n muy juntos, casi en contacto mutuo. La densidad de los s\u00f3lidos y l\u00edquidos ordinarios depende por tanto del tama\u00f1o exacto de los \u00e1tomos, del grado de empaquetamiento y del peso de los distintos \u00e1tomos.<\/p>\n

De los s\u00f3lidos ordinarios, el menos denso es el hidr\u00f3geno solidificado, con una densidad de 0\u2019076 gramos por cm3<\/sup>. El m\u00e1s denso es un metal raro, el osmio, con una densidad de 22\u201948 gramos\/cm3<\/sup>.<\/p>\n

Si los \u00e1tomos fuesen bolas macizas e incompresibles, el osmio ser\u00eda el material m\u00e1s denso posible, y un cent\u00edmetro c\u00fabico de materia jam\u00e1s podr\u00eda pesar ni un kilogramo, y mucho menos toneladas.<\/p>\n

Pero los \u00e1tomos no son macizos. El f\u00edsico neozeland\u00e9s experimentador por excelencia, Ernest Ruthertord, demostr\u00f3 en 1.909 que los \u00e1tomos eran en su mayor parte espacio vac\u00edo. La corteza exterior de los \u00e1tomos contiene s\u00f3lo electrones<\/a> liger\u00edsimos, mientras que el 99\u20199% de la masa del \u00e1tomo est\u00e1 concentrada en una estructura diminuta situada en el centro: el n\u00facleo at\u00f3mico.<\/p>\n

El n\u00facleo at\u00f3mico tiene un di\u00e1metro de unos 10–<\/sup>15<\/sup> cm (aproximadamente 1\/100.000 del propio \u00e1tomo). Si los \u00e1tomos de una esfera de materia se pudieran estrujar hasta el punto de desplazar todos los electrones<\/a> y dejar a los n\u00facleos at\u00f3micos en contacto mutuo, el di\u00e1metro de la esfera disminuir\u00eda hasta un nivel de 1\/100.000 de su tama\u00f1o original.<\/p>\n

De manera an\u00e1loga, si se pudiera comprimir la Tierra hasta dejarla reducida a un bal\u00f3n de n\u00facleos at\u00f3micos, toda su materia quedar\u00eda reducida a una esfera de unos 130 metros de di\u00e1metro. En esas mismas condiciones, el Sol medir\u00eda 13\u20197 km de di\u00e1metro en lugar de los 1.392.530 km que realmente mide. Y si pudi\u00e9ramos convertir toda la materia conocida del universo en n\u00facleos at\u00f3micos en contacto, obtendr\u00edamos una esfera de s\u00f3lo algunos cientos de miles de km de di\u00e1metro, que cabr\u00eda c\u00f3modamente dentro del cintur\u00f3n de asteroides del Sistema Solar.<\/p>\n

El calor y la presi\u00f3n que reinan en el centro de las estrellas rompen la estructura at\u00f3mica y permiten que los n\u00facleos at\u00f3micos empiecen a empaquetarse unos junto a otros. Las densidades en el centro del Sol son mucho m\u00e1s altas que la del osmio, pero como los n\u00facleos at\u00f3micos se mueven de un lado a otros sin impedimento alguno, el material sigue siendo un gas.\u00a0 Hay estrellas que se componen casi por entero de tales \u00e1tomos destrozados.\u00a0 La compa\u00f1era de la estrella Sirio es una \u201cenana blanca<\/a>\u201d no mayor que el planeta Urano, y sin embargo tiene una masa parecida a la del Sol.<\/p>\n

Los n\u00facleos at\u00f3micos se componen de protones<\/a> y neutrones<\/a>. Ya hemos dicho antes que todos los protones<\/a> tienen carga el\u00e9ctrica positiva y se repelen entre s\u00ed, de modo que en un lugar dado no se pueden reunir m\u00e1s de un centenar de ellos. Los neutrones<\/a>, por el contrario, no tienen carga el\u00e9ctrica y en condiciones adecuadas pueden estar juntos y empaquetados un enorme n\u00famero de ellos para formar una \u201cestrella de neutrones<\/a>\u201d. Los p\u00falsares<\/a>, seg\u00fan se cree, son estrellas de neutrones<\/a> en r\u00e1pida rotaci\u00f3n.<\/p>\n

Estas estrellas se forman cuando las estrellas de 2 – 3 masas solares, agotado el combustible nuclear, no pueden continuar fusionando el hidr\u00f3geno en helio, el helio en ox\u00edgeno, el oxigeno en carbono, 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<\/a> se funden con los protones<\/a> y se forman neutrones<\/a> que se comprimen de manera incre\u00edble hasta que se degeneran y emiten una fuerza que contrarresta la gravedad, qued\u00e1ndose estabilizada como estrella de neutrones<\/a>.<\/p>\n

Si el Sol se convirtiera en una estrella de neutrones<\/a>, toda su masa quedar\u00eda concentrada en una pelota cuyo di\u00e1metro ser\u00eda de 1\/100.000 del actual, y su volumen (1\/100.000)3<\/sup>, o lo que es lo mismo 1\/1.000.000.000.000.000 (una milmillon\u00e9sima) del actual. Su densidad ser\u00eda, por tanto, 1.000.000.000.000.000 (mil billones) de veces superior a la que tiene ahora.<\/p>\n

La densidad global del Sol hoy d\u00eda es de 1\u20194 gramos\/cm3<\/sup>. Una estrella de neutrones<\/a> a partir del Sol tendr\u00eda una densidad que se reflejar\u00eda mediante 1.400.000.000.000.000 gramos por cm3<\/sup>. Es decir, un cent\u00edmetro c\u00fabico de una estrella de neutrones<\/a> puede llegar a pesar 1.400.000.000 (mil cuatrocientos millones de toneladas). \u00a1Qu\u00e9 barbaridad!<\/p>\n

Objetos como estos pueblan el universo, e incluso m\u00e1s sorprendentes todav\u00eda, como es el caso de los agujeros negros<\/a> explicado en p\u00e1ginas anteriores de este mismo trabajo.<\/p>\n

Cuando hablamos de las cosas del universo estamos hablando de cosas muy grandes. Cualquiera se podr\u00eda preguntar, por ejemplo: \u00bfhasta cu\u00e1ndo podr\u00e1 mantener el Sol la vida en la Tierra?<\/p>\n

Est\u00e1 claro que podr\u00e1 hacerlo mientras radie energ\u00eda y nos envie luz y calor que la haga posible tal como la conocemos.<\/p>\n

Como ya explicamos antes, la radiaci\u00f3n del Sol proviene de la fusi\u00f3n del hidr\u00f3geno en helio. Para producir la radiaci\u00f3n vertida por el sol se necesita una cantidad ingente de fusi\u00f3n: cada segundo tienen que fusionarse 654.600.000 toneladas de hidr\u00f3geno en 650.000.000 toneladas de helio\u00a0 (las 4.600.000 toneladas restantes se convierten en energ\u00eda de radiaci\u00f3n y las pierde el Sol para siempre. La \u00ednfima porci\u00f3n de esta energ\u00eda que incide sobre la Tierra basta para mantener toda la vida en nuestro planeta).<\/p>\n

Nadie dir\u00eda que con este consumo tan alto de hidr\u00f3geno por segundo, el Sol pudiera durar mucho tiempo, pero es que ese c\u00e1lculo no tiene encuenta el enorme tama\u00f1o del Sol. Su masa totaliza 2.200.000.000.000.000. 000.000.000.000 (m\u00e1s de dos mil cuatrillones) de toneladas. Un 53% de esta masa es hidr\u00f3geno, lo cual significa que el Sol contiene en la actualidad una cantidad de 1.166.000.000.000.000.000.0000.0000.000 toneladas.<\/p>\n

Para completar datos dir\u00e9 que el resto de la masa del Sol es casi todo helio. Menos del 0\u20191 por 100 de su masa est\u00e1 constituido por \u00e1tomos m\u00e1s complicados que el helio. El helio es m\u00e1s compacto que el hidr\u00f3geno. En condiciones id\u00e9nticas, un n\u00famero dado de \u00e1tomos de helio tiene una masa cuatro veces mayor el mismo n\u00famero de \u00e1tomos de hidr\u00f3geno. O dicho de otra manera: una masa dada de helio ocupa menos espacio que la misma masa de hidr\u00f3geno. En funci\u00f3n del volumen \u2013 el espacio ocupado \u2013, el Sol es hidr\u00f3geno en un 80 por ciento.<\/p>\n

Si suponemos que el Sol fue en origen todo hidr\u00f3geno, que siempre ha convertido hidr\u00f3geno en helio al ritmo dicho de 654 millones de toneladas\u00a0 por segundo y que lo seguir\u00e1 haciendo hasta el final, se calcula que ha estado radiando desde hace unos 4.000 millones de a\u00f1os y que seguir\u00e1 haci\u00e9ndolo durante otros cinco mil millones de a\u00f1os m\u00e1s.<\/p>\n

Pero las cosas no son tan simples. El Sol es una estrella de segunda generaci\u00f3n, constituida a partir de gas y polvo c\u00f3smico desperdigado por estrellas que se hab\u00edan quemado y explotado miles de millones de a\u00f1os atr\u00e1s.\u00a0 As\u00ed pues, la materia prima del Sol conten\u00eda ya mucho helio desde el principio, lo que nos lleva a pensar que el final puede estar algo m\u00e1s cercano.<\/p>\n

Por otra parte, el Sol no continuar\u00e1 radiando exactamente al mismo ritmo que ahora. El hidr\u00f3geno y el helio no est\u00e1n perfectamente entremezclados. El helio est\u00e1 concentrado en el n\u00facleo central y la reacci\u00f3n de fusi\u00f3n se produce en la superficie del n\u00facleo.<\/p>\n

A medida que el Sol siga radiando, ir\u00e1 adquiriendo una masa cada vez mayor ese n\u00facleo de helio y la temperatura en el centro aumentar\u00e1. En \u00faltima instancia, la temperatura sube lo suficiente como para transformar los \u00e1tomos de helio en \u00e1tomos m\u00e1s complicados. Hasta entonces el Sol radiar\u00e1 m\u00e1s o menos como ahora, pero una vez que comience la fusi\u00f3n del helio, empezar\u00e1 a expandirse y a convertirse poco a poco en una gigante roja. El calor se har\u00e1 insoportable en la Tierra, los oc\u00e9anos se evaporar\u00e1n y el planeta dejar\u00e1 de albergar vida en la forma que la conocemos.<\/p>\n

La esfera del Sol, antes de explotar para convertirse en una enana blanca<\/a>, aumentar\u00e1 engullendo a Mercurio y a Venus y quedar\u00e1 cerca del planeta Tierra, que para entonces ser\u00e1 un planeta yermo.<\/p>\n

emilio silvera<\/em><\/p>\n

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