La cosmología observacional se ocupa de las propiedades físicas del Universo, como su composición física referida a la química, la velocidad de expansión y su densidad, además de la distribución de Galaxias y cúmulos de galaxias.

La cosmología física intenta comprender estas propiedades aplicando las leyes conocidas de la física y de la astrofísica.  La cosmología teórica construye modelos que dan una descripción matemática de las propiedades observadas del Universo basadas en esta comprensión física.

La cosmología también tiene aspectos filosóficos, o incluso teológicos, en el sentido de que trata de comprender por qué el Universo tiene las propiedades observadas.

La cosmología teórica se basa en la teoría de la relatividad general, la teoría de Einstein de la gravitación.  De todas las fuerzas de la naturaleza, la gravedad es la que tiene efectos más intensos a grandes escalas y domina el comportamiento del Universo en su conjunto.

El espacio-tiempo, la materia contenida en el Universo con la fuerza gravitatoria que genera y, nuestras mentes que tienen conocimientos de que todo esto sucede.

De manera que, nuestro consciente (sentimos, pensamos, queremos obrar con conocimiento de lo que hacemos), es el elemento racional de nuestra personalidad humana que controla y reprime los impulsos del inconsciente, para desarrollar la capacidad de adaptación al mundo exterior.

Al ser conscientes, entendemos y aplicamos nuestra razón natural para clasificar los conocimientos que adquirimos mediante la experiencia y el estudio que aplicamos a la realidad del mundo que nos rodea.

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Como tantas veces he explicado, nuestro Sol, cada segundo fusiona 600 millones de toneladas de Hidrógeno en Helio  De esas 600 millones de toneladas de hidrógeno, unas 596 millones de toneladas se convierten en helio. La diferencia, unas 4 millones de toneladas de masa, se transforma directamente en energía pura cada segundo. , energía que es eyectada al Espacio  en forma de luz y calor son lanzadas al espacio cósmico, y, una pequeña parte, llega a nuestro planeta para hacer posible la fotosíntesis y la vida.

Según las temperaturas de cada momento, la estrella irá fusionando helio, carbono, etc. Hasta que, no pudiendo continuar fusionando materiales más complejos, finalmente cede y se queda a merced de la fuerza Gravitatoria, sin embargo antes, haciendo un último esfuerzo de resistencia, se convierte en Gigante roja que tras eyectar material y crear una Nebulosa Planetaria, quedará en el cielo como una Enana Blanca, y si son más masivas, explotar como super-nova formando enormes Nebulosas y pasan a convertirse, según sus masas:

• Super-masivas en agujeros negros

• Masivas en estrella de neutrones

• Similares al Sol en enanas blancas

Es allí, en las estrellas, en sus hornos nucleares y en las explosiones de supernovas, donde a miles de millones de grados de temperatura, se crean los elementos más complejos que el hidrógeno y el helio. Aparece el litio, el carbono, el silicio o el nitrógeno y el hierro.

De estos materiales estamos nosotros hechos, y, lógicamente, se fabricaron en las estrellas.

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El Universo: Cometa lleno de Galaxias

Betelgeuse es una gigante roja inestable situada en la Constelación de Orión, a unos 640-650 años luz de la Tierra. Es una de las estrellas más grandes y brillantes del cielo nocturno, con un radio estimado cerca de 1400 veces el del Sol. Se considera que está en las etapas finales de su vida y podría explotar como supernova en un futuro cósmico cercano, posiblemente en decenas de miles de años.

Se cree que Betelgause está a punto de explotar como supernova

“Usando una combinación de instrumentos del Very Large Telescope de ESO, astrónomos descubrieron las estrellas más masivas encontradas hasta ahora, una de ellas con un peso de nacimiento de más de 300 veces la masa del Sol, el doble del límite aceptado actualmente de 150 masas solares. La existencia de tales monstruos –millones de veces más luminosos que el Sol, que pierden peso a través de vientos muy poderosos- podría proporcionar una respuesta a la incógnita de “¿cuán masivas pueden ser las estrellas?”.

        Robert Oppenheimer

El viento estelar que eyecta desde la estrella curva la materia circundante

Cuando la estrella tiene varias masas del Sol, no se transforme en Gigante Roja y Enana Blanca, sera una estrella de Neutrones. Y si la estrella es super-masiva, du final será el de un Agujero Negro.

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Dos nuevos estudios realizados por investigadores de Australia, Austria y Alemania han puesto en entredicho la forma en la que entendemos la física de la gravedad. Los descubrimientos, publicados en las revistas Astrophysical Journal y Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, se basan en observaciones de galaxias enanas satélite o galaxias más pequeñas que se encuentran en el extrarradio de la gran galaxia espiral que es la Vía Láctea.

Instituto de Astronomía Argelander de la Universidad de Bonn (Alemania)

La Ley de la gravitación universal de Newton, publicada en 1687, sirve para explicar cómo actúa la gravedad en la Tierra, por ejemplo por qué cae una manzana de un árbol. El profesor Pavel Kroupa del Instituto de Astronomía Argelander de la Universidad de Bonn (Alemania) explicó que «a pesar de que su ley describe los efectos cotidianos de la gravedad en la Tierra, las cosas que podemos ver y medir, cabe la posibilidad de que no hayamos sido capaces de comprender en absoluto las leyes físicas que rigen realmente la fuerza de la gravedad».

La ley de Newton ha sido puesta en entredicho por distintos cosmólogos modernos, los cuales han redactado teorías contradictorias sobre la gravitación que intentan explicar la gran cantidad de discrepancias que se dan entre las mediciones reales de los sucesos astronómicos y las predicciones basadas en los modelos teóricos. La idea de que la «materia oscura» pueda ser la responsable de estas discrepancias ha ganado muchos adeptos durante los últimos años. No obstante, no existen pruebas concluyentes de su existencia.

En esta investigación, el profesor Kroupa y varios colegas examinaron «galaxias enanas satélite», cientos de las cuales deberían existir en la cercanía de las principales galaxias, incluida la Vía Láctea, según indican los modelos teóricos. Se cree que algunas de estas galaxias menores contienen tan sólo unos pocos millares de estrellas (se estima que la Vía Láctea, por ejemplo, contiene más de 200.000 millones de estrellas).

Imagen destacada: Este maravilloso mapa fue creado con el primer año de datos del telescopio Gaia. Abajo a la derecha, se pueden ver las galaxias enanas más grandes de la Vía Láctea, la Grande y la Pequeña nube de Magallanes. ¡Si miras de cerca, podrás encontrar las 11 enanas originales! Para más información sobre la imagen, entra aquí. Crédito: ESA/Gaia/DPAC.

“Nuestra galaxia de origen, la Vía Láctea, está rodeada por pequeñas galaxias «enanas». Los astrónomos están obsesionados con contar cuántas existen. ¿Por qué? En los años 1990, nos dimos cuenta que la visión prevaleciente de nuestro universo, como un compuesto principalmente de “energía oscura y materia oscura”, llamado LCDM para abreviar, predice que la Vía Láctea debería estar rodeada por una vasta horda de al menos cien galaxias enanas. Pero, perplejamente, vimos solo 11 galaxias enanas. Esta gran discrepancia ha alimentado mucha consternación y muchos artículos, y ha sido llamada  el gran problema de las satélites faltantes.”

No obstante, a día de hoy sólo se ha logrado detectar 46 de estas galaxias alrededor de la Vía Láctea. Esta situación se atribuye al hecho de que, al contener tan pocas estrellas, su luz es demasiado débil como para que podamos observarlas desde una distancia tan lejana. Lo cierto es que este estudio tan detallado ha deparado resultados sorprendentes.

«En primer lugar, hay algo extraño en su distribución», indicó el profesor Kroupa. «Estas galaxias satélite deberían estar distribuidas uniformemente alrededor de su galaxia madre, pero no es el caso.»

Los investigadores descubrieron que la totalidad de los satélites clásicos de la Vía Láctea (las once galaxias enanas más brillantes) están situados prácticamente en un mismo plano que dibuja una especie de disco. También observaron que la mayoría de estas once galaxias rotan en la misma dirección en su movimiento circular alrededor de la Vía Láctea, de forma muy similar a como lo hacen los planetas alrededor del Sol.

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A estas alturas no sabemos si rrealmente el Big Bang existió

Hace mucho tiempo ya que el hombre mira al cielo y observa los objetos celestes. Muy lejos queda ya la teoría geocéntrica de Ptolomeo con una Tierra ocupando el centro del universo. En Babilonia ya tenían aquella visión de una Tierra en el centro de todo y en su obra El Almagesto, Claudio Ptolomeo continuó reflejando esa teoría alla por el siglo II y estuvo en vigor hasta el siglo XVI, cuando fue reemplazada por la teoría heliocéntrica. Fueron muchos los que discrepaban de la teoría que ponía a la Tierra en el centro de todo y, ya en el siglo II a. C., Aristarco de Samos  fue el que defendió la idea con más fuerza e incluso llegó a escribir un libro que no ha llegado a nuestros días.

El tiempo transcurría y las ideas se hicieron más claras y, fue Copérnico (1) el que al fín, en un libro publicado en 1543, De Revolutionibus Orbium Coelestium, dejó fijado el punto de partida que situaba al Sol en el centro y los planetas a su alrededor. Todo aquello, no fue suficiente para que el antiguo modelo de la Tierra central continuara durante algún tiempo, toda vez que Copérnico, no explicaba de manera suficiente algunos fenómenos y, además, se alejaba de la educación religiosa del momento.

El lo predijo y otro se llevó el mérito

(1)  Aristarco fue el primero en proponer un modelo heliocéntrico, situando al Sol (y no a la Tierra) en el centro del universo conocido, con la Tierra y los demás planetas orbitando a su alrededor. Así que fue el filósofo natural y astrónomo griego Aristarco de Samos (c. 310 a.C. – c. 230 a.C.) el que, 700 años antes que Copérnico, predijo el sistema solar.

    Kepler en un retrato de 1610

Kepler con la herramienta de las muchas observaciones realizadas por Tycho Brahe que estudió a fondo, pudo formular sus Tres Leyes en 1609 y 1619, en las que dejó sentado que las planetas se movían en trayectorias elípticas. Galileo con sus observaciones despejó el camino hacia la comprensión de dónde nos encontrábamos. Más tarde llegaría Newton con su Ley de la Gravedad y no fue hasta 1915 que la entrada en escena de Einstien nos trajo un Modelo más moderno y coherente con su Teoría de la Relatividad General.

La Teoría  hilocéntrica llegó con fuerza hasta los principios del siglo XX, el Sol estaba situado en el centro sobre el cual giraba todo el universo con los objetos del espacio profundo que contenían “nebulosas espirales”.

                    Harlow Shapley

La llegada de Shapley al “mundo” de las estrellas le dieron otro giro a la visión que del universo se tenía.  Sus observaciones iniciaron el estudio de las estrellas variables que llevó a descubrir un tipo especial de ellas que se caracterizaban por el hecho de que los cambios de brillo estaban relacionados con su liuminosidad intrínseca y, como la estrella prototipo se encontró en la Constelación de Cefeo, se las llamó Cefeidas.

A partir de aquel momento, y, conociendo la luminosidad de un objeto celeste bastaba aplicar la ley del cuadrado inverso que nos dice que el brillo disminuye de acuerdo al cuadrado de la distancia y se pudo calcular la distancia a la que se encontraba el objeto estudiado. Así Shapley siguió con su impresionante trabajo y pudo observar cúmulos globulares, grupos de millones de estrellas que estaban “juntas” en un cúmulo compacto y redondo girando alrededor de los centros galácticos. Se pudo apreciar que el Sol, debería estar situado en la periferia del Universo y muy lejos del centro de la Galaxia.

                Los cúmulos globulares pueden contener hasta miles de millones de estrellas

Todos aquellos nuevos descubrimientos llamaron la atención de muchos y, hasta el filósofo Immanuel Kant contribuyó al conocimiento del universo con sus obra Historia general de la naturaleza y teoría del cielo, en la que exponía la hipótesis de que a partir a una nebulosa de gas surgió el Sistema solar y sugirió la idea de que existían otras muchas galaxias que eran como “universos islas”, es decir, una especie de universos en miniatura cuajado de estrellas y de mundos.

Su idea de los universos islas llegaron hasta principios del siglo XX y “las nebulosas espirales”, eran en realidad otros universos islas como la Vía Láctea pero separados de ella y, esa teoría fue firmemente apoyada por Herschel aunque no se tenían pruebas contundentes de ello. Pero como el avance del conocimiento no se para, aquellas pruebas llegaron de la mano de las observaciones de Hubble, realizadas en el Observatorio de Monte Wilson.

       Como inmensas pompas de jabón que reflejan el brillo multicolor de las estrellas

El Universo dejó de ser algo estático para convertirse en un universo en expansión. El descubrimiento de varios supercúmulos galácticos en 1978, como el de Perseo-Pegaso  (que, se extiende por el cielo a través de mil millones de años-luz), es la mayor de las estructuras que se han podido constar hasta la fecha en el universo. Otro hallazgo importante ocurrió en 1981, cuando se halló el primer “vacío” en la Constelación de Boötes. El vacío, o “Burbuja de Hubble”, una gran región del espacio en la que no existen galaxias -o muy pocas- y cuya extensión puede alcanzar los 250 millones de años-luz de diámetro. En 1985 se descubrieron nuevos vacíos que vinieron a configurar una nueva imagen de nuestro universo que está lleno de burbujas.

Hubble, el 19 de febrero de 1924, escribió a Shapley, quien defendía la existencia de una sola galaxia:

«Seguramente le interesará saber que he hallado una variable cefeida en la nebulosa de Andrómeda». De esta manera se reveló que las nebulosas espirales no eran simples cúmulos de gas dentro de la vía láctea sino verdaderas galaxias independientes o como Kant describió «universos isla».

Una variable cefeida es una estrella que pulsa radialmente, variando tanto en temperatura como diámetro para producir cambios de brillo con un periodo y amplitud estables muy regulares.

Pero la historia de las variables Cefeidas tiene otra protagonista que no quiero dejar aquí oculta en el olvido y que es de justicia destacar para que los méritos sean repartidos conforme a quién los ganó. No siempre se han otorgado los premios a los que lo merecieron. Claro que todo aquello no era nada fácil toda vez que…

 El ojo humano solo es capaz de percibir la pequeña porción que corresponde a la luz visible, situada entre los 3900 Å y 7500 Å, donde la menor se encuentra cerca del violeta y la mayor del rojo. El Sol emite en todas las longitudes de onda, pero solo llegan a la superficie una pequeña porción de estas, las demás son frenadas por la atmósfera: el ozono absorbe las mas altas longitudes de onda hasta el ultravioleta, y el vapor de agua absorbe gran parte de las infrarrojas. Fueron los telescopios los que nos permitieron llegar más lejos y ver más.

En el Observatorio de la Universidad de Harvard, uno de los principales centros de la monótona pero prometedora tarea de la taxonomía estelar, las placas fotográficas que mostaban los colores y espectros de decenas de miles de estrellas se apilaban ante “calculadoras”, mujeres empleadas como miembros del personal de una facultad que les impedía asistir a clases u obtener un título pero que, desarrollaban una labor importante de infinita paciencia

Una de esas mujeres, Henrietta Leavitt (arriba), fue la investigadora pionera de las estrellas variables cefeidas que tan útiles serían a Shapley y Hubble, ella fue una de esas “calculadoras” de Harvard que, se encargaban de examinar las placas y registrar los datos en una pulcra escritura victoriana para su compilación en volúmenes como el Henry Draper Catalog, así llamado en honor al primer astrofotógrafo y físico que tomó las primeras fotografías del espectro de una estrella. Como presos que marcan el paso de los días en los muros de su celda, señalaban su progreso en totales de estrellas catalogadas. Antonia Maury, sobrina de Draper, contaba que había clasificado los espectros de más de quinientas mil estrellas. Su labor era auténticamente baconiana, del tipo que Newton y Darwin instaban a hacer pero raramente hicieron ellos, y las mujeres se enorgullecían de ella. Como afirmaba la “calculadora” de Harvard Annie Jump Cannon: “Cada dato es un facto valioso en la imponente totalidad”.

“Las estrellas, hacedoras de vida, esas imposibles esferas de gas que son el ejemplo perfecto de equilibrio en la naturaleza entre fuerzas encontradas, también tienen sus momentos. Y al igual que en todo hay excepciones, las estrellas no son menos. Existen estrellas que se niegan a seguir los cánones establecidos y se muestran como faros entre la calma. Son las estrellas rebeldes del universo, la excepción que lo embellece, las indecisas variables.

A día de hoy hemos llegado a catalogar un buen número de tipos de estrellas variables, pero no deja de ser una incógnita por qué existen estrellas que no están en perfecto equilibrio, matizando, claro está, que en el fondo sí pretenden conservarlo, ya que de no ser así, no serían estrellas.”

Precisamente fue Cannon quien,  en 1915, empezó a discernir la forma de esa totalidad, cuando descubrió que la mayoría de las estrellas pertenecían a una de media docena de clases espectrales distintas. Su sistema de clasificación (ahora generalizado en la astronomía estelar), ordena los espectros por color, desde las estrellas O blancoazuladas, pasando por las estrellas G amarillas como el Sol, hasta las estrellas rojas M. Era un rasgo de simplicidad debajo de la asombrosa variedad de las estrellas.

Las Pléyades

Pronto se descubrió un orden más profundo, en 1911, cuando el ingeniero y astrónomo autodidacto danés Ejnar Hertzsprung analizó los datos de Cannon y Maury de las estrellas de dos cúmulos, Las Híades y las Pléyades. Los cúmulos como estos son genuínos conjuntos de estrellas y no meras alineaciones al azar; hasta un observador inexperimentado salta entusiamado cuando recorre con el telescopio las Pléyades, con sus estrellas color azul verdoso enredadas en telarañas de polvo de diamante, o las Híades, cuyas estrellas varían en color desde el blanco mate hasta el amarillo apagado.

                                                Las Híades

Puesto que puede suponerse que todas las estrellas de un cúmulo están a la misma distancia de la Tierra, toda diferencia observada en sus magnitudes aparentes pueden atribuirse, no a una diferencia en las distancias, sino en las magnitudes absolutas. Hertzsprung aprovechó este hecho para utilizar los cúmulos como muestras de laboratorio con las que podía buscar una realción entre los colores y los brillos intrínsecos de las estrellas. Halló tal relación: la mayoría de las estrellas de ambos cúmulos caían en dos líneas suavemente curvadas. Esto, en forma de gráfico, fue el primer esbozo de un árbol de estrellas que desde entonces ha sido llamado Diagrama de Hertzsprung-Russell. Claro, como cabía esperar, la aplicabilidad del método pronto se amplió también a estrellas no pertenecientes a cúmulos.

Henry Norris Russell

 Henry Norris Russell, un astrofísico de Princeton con un enciclopédico dominio de su campo, pronto se puso a trabajar justamente en eso. Sin conocer siquiera el trabajo de Hertzsprung, Russell diagramó las magnitudes absolutas en función de los colores, y halló que la mayoría están a lo largo de una estrecha zona inclinada: el trondo del árbol de estrellas. El árbol ha estado creciendo desde entonces y hoy, está firmemente grabado en la conciencia de todos los astrónomos estelares del mundo. Su tronco es la “serie principal”, una suave curva en forma de S a lo largo de la cual se sitúan entre el 80 y el 90 por 100 de todas las estrellas visibles. El Sol, una típica estrella amarilla, está en la serie principal a poco menos de la mitad del tronco hacia arriba. Una rama más fina sale del tronco y se extiende hacia arriba y a la derecha, donde florece en un ramillete de estrellas más brillantes y más rojas: las gigantes rojas. Debajo y a la izquierda hay una cantidad de mantillo de pálidas estrellas entre azules y blancas: las enanas.

 El Diagrama de  Hertzsprung-Russell resumido

Este diagrama proporcionó a los astrónomos un registro congelado de la evolución, el equivalente astrofísico del registro fósil que los geólogos estudian en los estratos rocosos. Presumiblemente, las estrellas evolucionan de algún modo, pasan la mayor parte de su tiempo en la serie principal (la mayoría de las estrellas en la actualidad, en el brevísimo tiempo que tenemos para observar, se encuentran allí), pero empiezan y terminan su vida en alguna otra parte, entre las ramas o en el mantillo. Por supuesto, no podemos esperar para ver que esto sucede, pues el tiempo de vida, aun de estrellas de vida corta, se mide en millones de años. Hallar las respuestas exigirá conocer toda la física del funcionamiento estelar.

Todo esto nos lleva de nuevo a pensar que, sería conveniente que surgiera una teoría unificada del Cosmos, acorde con los primeros pasos del Big Bang y con la aún misteriosa formación de estructuras a gran escala: un modelo, en fin, que contendría en un todo coherente el origen, la evolución, la estructura actual y el destino último del Universo.

Me hubiera gustado contar de manera paralela que, a finales del s. XIX y principios del s. XX,  el progreso de la Física, estaba bloqueado por una barrera aparentemente insuperable. Esto era literal: el agente responsable era conocido como la barrera de Coulomb, y por un tiempo frustó los esfuerzos de los físicos teóricos para comprender cómo la fusión nuclear podía producir energía en las estrellas… Pero eso, amigos, es otra historia que os contaré en otro momento.

Emilio sSlvera V.

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