{"id":5139,"date":"2012-09-14T06:50:15","date_gmt":"2012-09-14T05:50:15","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=5139"},"modified":"2012-09-14T08:51:47","modified_gmt":"2012-09-14T07:51:47","slug":"las-maravillas-de-la-naturaleza-el-universo","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2012\/09\/14\/las-maravillas-de-la-naturaleza-el-universo\/","title":{"rendered":"Las maravillas de la Naturaleza: El Universo"},"content":{"rendered":"

Cuando me sumerjo en los misterios y maravillas que encierra La Naturaleza, no puedo dejar de sorprenderme por sus complejas y bellas formaciones, la inmensidad, la diversidad, las fuerzas que est\u00e1n presentes, los objetos que la pueblan y, sobre todo, los muchos secretos que tiene ocultos para que los podamos desvelar. Simetr\u00edas y asimetrias, distintos niveles de radiaci\u00f3n e inmensas energ\u00edas, estrellas nuevas y poderosas, los vientos solares que con sus r\u00e1fagas configuran extra\u00f1as formas en inmensas nebulosas, estrellas novas<\/a> de cuyas explosiones se desprenden mir\u00edadas de netrinos que cruzan el Cosmos, y, todo ello, en una amalgama de sonidos que, como en una sinfoni\u00e1 de una gran orquesta, producen la m\u00fasica del Universo que, en las distancias, no podemos captar.<\/p>\n

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La diversidad que nos lleva a la unidad: Todo distinto pero todo igual.<\/p>\n

En un trabajo que le\u00ed de Asimov, nos dec\u00eda: “Pensemos por ejemplo que un \u00e1tomo tiene aproximadamente 10-8<\/sup> cent\u00edmetro de di\u00e1metro. 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

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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

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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. 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

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El n\u00facleo at\u00f3mico tiene un di\u00e1metro de unos 10-15<\/sup> cm (aproximadamente 1\/100.000 del propio \u00e1tomo). Si los \u00e1tomos de una esfera de materia se pudieran comprimir 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

Si 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

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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

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Sirio A y Sirio B
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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

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\"http:\/\/www.astroelche.es\/blog\/media\/blogs\/a\/pulsar.jpg\"<\/p>\n

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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 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

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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! Objetos como estos pueblan el universo, e incluso m\u00e1s sorprendentes todav\u00eda, como es el caso de los agujeros negros<\/a>.<\/p>\n

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Ah\u00ed est\u00e1 presente R136a1, la\u00a0estrella\u00a0m\u00e1s grande del c\u00famulo NGC 3903<\/p>\n

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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? 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, radiante y luminoso en la secuencia principal.<\/p>\n

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\"Mara\u00f1a<\/a><\/p>\n


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Aunque alguna vez lo hayas pensado, no te aconsejar\u00eda, si pudi\u00e9ras hacerlo, que tocaras el Sol. Las consecuencias no ser\u00edan buenas. El Sol transforma cada segundo 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

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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

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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 eyectar las capas exteriores al espacio interestelar para formar una Nebulosa planetaria 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

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Esto podr\u00eda ser el Sol dentro de 5.000 millones de a\u00f1os, de \u00e9l s\u00f3lo quedar\u00eda ese puntito blanco (enana blanca<\/a>) y la nebulosa que la circunda que, ser\u00eda como esta de arriba o de otra de las mil formas que dichas nebulosas pueden adoptar.<\/p>\n

Los astr\u00f3nomos estiman que el Sol entrar\u00e1 en esta nueva fase en unos 5 \u00f3 6 mil millones de a\u00f1os. As\u00ed que el tiempo que nos queda por delante es como para no alarmarse todav\u00eda. Sin embargo, el no pensar en ello\u2026 no parece conveniente. El final…\u00a1llegar\u00e1!<\/p>\n

emilio silvera<\/p>\n

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