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 0’08 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 6’3 \u00d7 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 “sembrado” de estos materiales el “vacio” 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>. \u00a0Estas \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 A lo largo de la exposici\u00f3n anterior, en alg\u00fan momento determinado me refer\u00ed la entrop\u00eda<\/a>, y haciendo un alto en el camino, antes de continuar con nuestro objetivo, quiero explicar aqu\u00ed qu\u00e9 es la entrop\u00eda<\/a><\/em>:<\/p>\n Se denota con el s\u00edmbolo S<\/em> y est\u00e1 referida a la medida de la NO<\/span> disponibilidad de la energ\u00eda de un sistema para producir trabajo; en un sistema cerrado, un aumento de la entrop\u00eda<\/a> est\u00e1 acompa\u00f1ado por un descenso en la energ\u00eda disponible. Cuando un sistema desarrolla un cambio reversible, la entrop\u00eda<\/a> (S<\/em>) cambia en una cantidad igual a la energ\u00eda transferida al sistema en forma de calor (Q<\/em>) dividida por la temperatura termodin\u00e1mica a la cual tiene lugar el proceso (T<\/em>), es decir:<\/p>\n \u0394S = Q\/T<\/p>\n Sin embargo, todos los procesos reales son en un cierto grado cambios irreversibles y en cualquier sistema cerrado un cambio irreversible siempre est\u00e1 acompa\u00f1ado de un aumento de la entrop\u00eda<\/a>.<\/p>\n En un sentido m\u00e1s amplio, la entrop\u00eda<\/a> puede ser interpretada como una medida del desorden; cuanto mayor es la entrop\u00eda<\/a>, mayor es el desorden.<\/p>\n Como cualquier cambio real en un sistema cerrado tiende a una mayor entrop\u00eda<\/a>, y por tanto a un mayor desorden, se deduce que si la entrop\u00eda<\/a> del universo est\u00e1 aumentando, la energ\u00eda disponible est\u00e1 decreciendo (muerte t\u00e9rmica del universo), si se considera el universo como un sistema cerrado.\u00a0 Este aumento de la entrop\u00eda<\/a> del universo es una manera de formular el segundo principio de la termodin\u00e1mica.<\/p>\n Tambi\u00e9n nosotros mismos, considerados individualmente como sistemas cerrados, estamos afectados por la entrop\u00eda<\/a> que con el paso del tiempo aumenta y perdemos energ\u00eda ganando en desorden. El desorden f\u00edsico de nuestro sistema animal que inexorablemente se encamina, imparable, al caos final. Claro que mientras eso llega, tenemos la obligaci\u00f3n ineludible de contribuir, en la forma que cada cual pueda, para que el ma\u00f1ana sea mejor para aquellos que nos siguen.<\/p>\n Continuemos con los objetos supermasivos y, tras el agujero negro<\/a>, el m\u00e1s cercano en densidad es una estrella de neutrones<\/a><\/em>. Objeto extremadamente peque\u00f1o y denso que se forma cuando una estrella masiva, de 1’5 a 2 masas solares, al finalizar la fusi\u00f3n, sufre una explosi\u00f3n de supernova de tipo II. Durante la explosi\u00f3n, el n\u00facleo de la estrella masiva se colapsa bajo su propia gravedad hasta que, a una densidad de unos 1017 <\/sup> Kg\/m3<\/sup>, los electrones<\/a> y los protones<\/a> est\u00e1n tan juntos que pueden combinarse para formar neutrones<\/a>. El objeto resultante consiste s\u00f3lo en neutrones<\/a>; se mantiene estable frente a un mayor colapso gravitacional por la presi\u00f3n de degeneraci\u00f3n de los neutrones<\/a>, siempre que su masa no sea mayor que dos masas solares (l\u00edmite de Oppenheimer-Volkoff). Si el objeto fuese m\u00e1s masivo colapsar\u00eda\u00a0 hasta formar un agujero negro<\/a>.<\/p>\n Una t\u00edpica estrella de neutrones<\/a>, con una masa poco mayor que la del Sol, tendr\u00eda un di\u00e1metro de solo unos 30 Km, y una densidad mucho mayor que la que habr\u00eda en un terr\u00f3n de az\u00facar con una masa igual a la de toda la humanidad.<\/p>\n Cuanto mayor es la masa de una estrella de neutrones<\/a>, menor es su di\u00e1metro. Se cree que las estrellas de neutrones<\/a> tienen un interior de neutrones<\/a> superfluidos (es decir, neutrones<\/a> que se comportan como un fluido de viscosidad cero), rodeados por una corteza s\u00f3lida de m\u00e1s o menos 1 Km de grosor compuesta por elementos como el hierro.<\/p>\n Los p\u00falsares<\/a> son estrellas de neutrones<\/a> magnetizadas en rotaci\u00f3n. Las binarias de rayos X<\/a> masivas tambi\u00e9n se piensa que contienen estrellas de neutrones<\/a>.<\/p>\n Un p\u00falsar<\/a> es una fuente de radio desde la que recibimos se\u00f1ales altamente regulares. Han sido catalogados m\u00e1s de 700 p\u00falsares<\/a> desde que se descubri\u00f3 el primero en 1.967. Como antes dije, son estrellas de neutrones<\/a> que est\u00e1n en r\u00e1pida rotaci\u00f3n y cuyo di\u00e1metro ronda 20 – 30 Km. Est\u00e1n altamente magnetizadas (alrededor de 108<\/sup> tesla), con el eje magn\u00e9tico inclinado con respecto al eje de rotaci\u00f3n. La emisi\u00f3n de radio se cree que surge por la aceleraci\u00f3n de part\u00edculas cargadas por encima de los polos magn\u00e9ticos. A medida que rota la estrella, un haz de ondas de radio barre la Tierra, siendo entonces observado el pulso, de forma similar a la luz de un faro. Los per\u00edodos de los pulsos son t\u00edpicamente de 1 s, pero var\u00edan desde los 1’56 ms (p\u00falsares<\/a> de milisegundo) hasta los 4’35. Los periodos de los pulsos se alargan gradualmente a medida que las estrellas de neutrones<\/a> pierden energ\u00eda rotacional, aunque unos pocos p\u00falsares<\/a> j\u00f3venes son propensos a s\u00fabitas perturbaciones conocidas como r\u00e1fagas.<\/p>\n Las medidas precisas de tiempos en los p\u00falsares<\/a> han revelado la existencia de p\u00falsares<\/a> binarios, y un pulsar, PSR1257+12, se ha demostrado que est\u00e1 acompa\u00f1ado por objetos de masa planetaria.<\/p>\n Han sido detectados destellos \u00f3pticos procedentes de unos pocos p\u00falsares<\/a>, notablemente los p\u00falsares<\/a> del Cangrejo y Vela.<\/p>\n La mayor\u00eda de los p\u00falsares<\/a> se piensa que se crean en explosiones de supernova por el colapso del n\u00facleo de una estrella supergigantes (como en el caso de los agujeros negros<\/a> pero en estrellas menos masivas), aunque en la actualidad hay considerables evidencias de que al menos algunos de ellos se originan a partir de enanas blancas que han colapsado en estrella de neutrones<\/a> despu\u00e9s de una acreci\u00f3n de masa de una estrella compa\u00f1era, formando lo que se conoce como p\u00falsar<\/a> reciclado.<\/p>\n La gran mayor\u00eda de p\u00falsares<\/a> conocidos se encuentran en la V\u00eda L\u00e1ctea y est\u00e1n concentrados en el plano gal\u00e1ctico. Se estima que hay unos 100.000 p\u00falsares<\/a> en la galaxia. Las observaciones de la dispersi\u00f3n interestelar y del efecto Faraday en los p\u00falsares<\/a> suministran informaci\u00f3n sobre la distribuci\u00f3n de electrones<\/a> libres y de los campos magn\u00e9ticos de la V\u00eda L\u00e1ctea.<\/p>\n Los p\u00falsares<\/a> se denotan por el prefijo PSR seguido de la posici\u00f3n aproximada en ascensi\u00f3n recta (4 d\u00edgitos) y declinaci\u00f3n (2 \u00f3 3 d\u00edgitos), normalmente para la \u00e9poca 1.950,0. Las cifras pueden estar precedidas por B si las coordenadas son para la \u00e9poca 1.950,0 o J para la \u00e9poca 2.000,0.<\/p>\n Nuestro universo es igual en todas partes. Las leyes que rigen en todo el universo son las mismas. La materia que puebla el universo, gases estelares, polvo c\u00f3smico, galaxias con cientos de miles de millones de estrellas y sistemas planetarios, tambi\u00e9n son iguales en cualquier conf\u00edn del universo.\u00a0\u00a0 Todo el universo, por lo tanto, est\u00e1 plagado de agujeros negros<\/a> y de estrellas de neutrones<\/a>. En realidad, con el transcurso del tiempo, el n\u00famero de estos objetos masivos estelares ir\u00e1 en aumento, ya que cada vez que explota una estrella supermasiva, nace un nuevo agujero negro<\/a> o una estrella de neutrones<\/a>, transform\u00e1ndose as\u00ed en un objeto distinto del que fue en su origen. De gas y polvo pas\u00f3 a ser estrella y despu\u00e9s se transform\u00f3 en un agujero negro<\/a> o en una estrella de neutrones<\/a>.<\/p>\n emilio silvera<\/p>\n \n \n *<\/a> Sol fusionando hidr\u00f3geno en helio.<\/p>\n **<\/a> 1017 <\/sup>kg\/m3<\/sup>.\u00a0 El material llega a estar tan junto que protones<\/a> y electrones<\/a> se funden y forman neutrones<\/a>.<\/p>\n
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