Año Internacional de la Astronomía 2009. En España AIA-IYA-2009

Como venimos haciendo cada día, dejaremos aquí hoy algunas explicaciones de objetos estelates que pueblan el cielo de nuestro Universo. La única misión perseguida, que las personas que lean éstas páginas, cuando pase el año 2009, nombrado Año Internacional de la Astronomía, sepan más que antes sobre el Universo que les acoge.

Estrella.

Bola de gas luminosa que, desde su formación a partir de nubes de gas y polvo, comienza a fusionar, en su núcleo, el hidrógeno en helio.  El termino, por tanto, no solo incluye estrellas como el Sol, que están en la actualidad quemando hidrógeno, sino también protoestrellas, aún no lo suficientemente calientes como para que dicha combustión haya comenzado, y varios tipos de objetos evolucionados como estrellas gigantes y supergigantes, que están quemando otros combustibles nucleares para explotar en supernovas y convertirse, finalmente, en estrellas de neutrones o agujeros negros.  Estas estrellas súpermasivas, son generalmente, de vida más corta, ya que, necesitan quemar más combustible nuclear que las estrellas medianas como nuestro Sol que, por este motivo viven mucho más y, su final, es convertirse en gigantes rojas para explotar como Novas y convertirse en enanas blancas, formadas por combustible nuclear gastado.

La masa máxima de una estrella es de 120 masas solares, por encima de la cual sería destruida por su propia radiación.  La masa mínima es de 0’08 masas solares; por debajo de ella, los objetos no serían lo suficientemente calientes en sus núcleos como para que comience la combustión del hidrógeno o proceso de fusión nuclear necesario para que una estrella comience a brillar y emitir radiaciones termonucleares en forma de luz y calor, estos pequeños objetos son las estrellas marrones.

Las luminosidades de las estrellas varían desde alrededor de medio millón de veces la luminosidad del Sol para las más calientes y menos para las enanas más débiles que, generalmente, son hasta menos de una milésima de la del Sol.

Aunque las estrellas más prominentes visibles a simple vista son más luminosas que el Sol, la mayoría de las estrellas son en realidad más débiles que éste y, por tanto, imperceptibles a simple vista.

Las estrellas brillan como resultado de la conversión de masa en energía por medio de las reacciones nucleares, siendo las más importantes las que involucran el hidrógeno.  Por cada kilogramo de hidrógeno quemado de esta manera, se convierten en energía aproximadamente siete gramos de masa.  De acuerdo a la famosa fórmula de Einstein, la ecuación E=mc2 los siete gr. Equivalen a una energía de 6’3×10¹⁴ Julios.

Las reacciones nucleares no solo aportan el calor y la luz de las estrellas, sino que también producen elementos más pesados que el Hidrógeno y el Helio (el material primario del Universo).  Estos elementos pesados han sido distribuidos por todo el Universo mediante explosiones de súpernovas o por medio de nebulosas planetarias y vientos (solares) estelares, haciendo posible así que, planetas como la Tierra, tengan un contenido muy rico en los diversos elementos que la conforman y que, según la Tabla periódica de elementos, alcanzan el número de 92, desde el número 1, el Hidrógeno, hasta el 92, el Uranio.

Estos 92 elementos son los elementos naturales, existen más elementos que son artificiales (los transuránicos) que, como el Plutonio o el mismo Einstenio, son derivados de los naturales.

Las estrellas pueden clasificarse de muchos maneras:

• mediante la etapa evolutiva
• presecuencia principal
• secuencia principal
• supergigante
• enana blanca
• estrella de neutrones o agujeros negros
• de baja velocidad, estrella capullo, estrella con
• envoltura, estrella binaria, con exceso de ultravioleta, de alta velocidad, de baja masa, de baja luminosidad, estrella de bario, de bariones, de campo, de carbono, de circonio, de estroncio, de Helio, de población I extrema, de población intermedia, estrella de la rama gigante asintótica, de Litio, de manganeso, de metales pesados, de quarks, de silicio, de tecnecio, etc. Etc. Etc.

Otra clasificación es a partir de sus espectros, que indica su temperatura superficial (clasificación de Morgan-keenan).  Otra clasificación es en poblaciones I, II y III, que engloban estrellas con abundancias progresivamente menores de elementos pesados, indicando paulatinamente una mayor edad (evolución estelar).

Aunque las estrellas son los objetos más importantes del Universo (sin ellas no estaríamos aquí), creo que, con la explicación resumida puede ser suficiente para que el lector obtenga una idea amplia y fidedigna de lo que es, una estrella.

Expansión del Universo.

Aumento constante, en el tiempo, de las distancias que separan las Galaxias lejanas unas de otras.  La expansión no se produce dentro de las Galaxias individuales o los cúmulos de Galaxias, que están unidos por la Gravitación, pero se manifiesta al nivel de los supercúmulos.

A mí particularmente, siempre me llamó la atención el hecho de que, mientras las Galaxias se alejan las unas de las otras, nuestra vecina, la Galaxia Andrómeda, se esté acercando a nosotros, a la Vía Láctea.  Parece que, en un futuro lejano, el destino de ambas Galaxias es el de fusionarse en una enorme Galaxia.

La hipótesis de expansión del Universo, en realidad está basada en la evidencia del desplazamiento hacia el rojo, en virtud de la cual la distancia entre Galaxias está continuamente creciendo.  Si la luz de estas galaxias se desplaza al rojo, significa que se alejan, si lo hace hacia el azul, significa que se está acercando (el caso de Andrómeda).

La teoría original, propuesta en 1.929 por Edwin Hubble (1889-1953), asume que las Galaxias se alejan como consecuencia de la gran explosión (Big Bang) de la cual se originó el Universo.

Podríamos hablar aquí de expansión térmica, expansión de coeficiente, expansividad absoluta, aparente, cúbica, lineal, superficial, etc. Con lo cual, estaría cayendo de nuevo en aquello de lo que trato de huir, de lo muy complejo que produzca tedio en el lector.

Fase, transición de.

Cambio abrupto en el estado de equilibrio de un sistema, producido por el enfriamiento del Universo primitivo a medida que pasaba el tiempo.

Cambio de característica de un sistema.  Algunos ejemplos de transiciones de fase son los cambios de sólido a líquido, líquido a gas y los cambios inversos.  Las transiciones de fase pueden ocurrir al alterar variables como la temperatura y la presión.

Las transiciones de fase se pueden clasificar por su orden.  Si hay un calor latente no nulo, la transición se dice que es de primer orden.  Si el calor latente es cero, se dice que es transición de segundo orden.

El mejor ejemplo en nosotros, es cuando una mujer se queda embarazada, la transición de fase es completa.

Física.

Dada la importancia que la Física está teniendo para la Astronomía, se incluye esta palabra para mejor comprensión del lector en posteriores temas.

Ciencia que estudia las leyes que determinan la estructura del Universo con referencia a la materia y la energía de la que está constituido.  Se ocupa no de los cambios químicos que ocurren, sino de las fuerzas que existen entre los objetos y las interrelaciones entre la materia y la energía.

Tradicionalmente, es estudio se dividía en campos separados: calor, luz, sonido, electricidad y magnetismo y mecánica.  Desde el siglo XX, sin embargo, la mecánica cuántica y la física relativista (Max Planck en 1.900 y Einstein en 1.905) han sido cada vez más importantes; el desarrollo de la física moderna ha estado acompañado del estudio en física atómica, física nuclear y física de partículas.

La física de los cuerpos astronómicos y sus interacciones recibe el nombre de astrofísica; la física de la Tierra se conoce como Geofísica, y el estudio de los aspectos físicos de la biología se denomina biofísica, todo ello, en lo posible para cada apartado: en física teórica (sin límite de imaginación e ingenio) y física experimental para comprobar la otra (con el límite de un techo en energía y en tecnología).

La física clásica se refiere a la física anterior a la introducción del principio cuántico e incluye la mecánica newtoniana que consideraba la energía como un continuo, es estrictamente causal, no como en la física cuántica, done la energía no se transmite en un continuo sino en paquetes discretos llamados cuantos.

La física de partículas es la que se centra en el estudio de las más pequeñas estructuras conocidas de la materia y la energía: Quarks y Gluones, para formar protones, neutrones, partículas sigmas y Omega menos (barriones) o kaones, piones, etc. (mesones) todos ellos hadrones.  Y, la familia de los leptones con los electrones, muones, y, partícula Tau, todas ellas con sus correspondientes neutrinos, con el fotón como partícula transmisora de la fuerza electromagnética.  Las partículas W⁺, W^– y Zº, son los bosones vectoriales que transmiten la Fuerza nuclear débil.

En solitario, sin querer hacer amistad con el resto de las fuerzas, tenemos la Gravitatoria que, está intermediada por una partícula llamada Gravitón que aun no hemos podido detectar.

Fisión nuclear.

Reacción nuclear en la que un núcleo pesado (como el uranio) se divide en dos partes (productos de fisión), emitiendo además dos o tres neutrones y liberando una cantidad de energía equivalente a la diferencia entre la masa en reposo de los neutrones y los productos de fisión y la masa del núcleo original.

La fisión puede ocurrir espontáneamente o como resultado del bombardeo con neutrones.  Por ejemplo, la fisión de un núcleo de uranio 235 por un neutrón lento puede proceder como sigue:

La energía liberada por núcleo de ²³⁵U.  Para 1 kg de ²³⁵U esto es equivalente a 20.000 megavatios hora: la cantidad de energía producida por la combustión de toneladas de carbón.  La fisión nuclear es el proceso que ocurre en los reactores nucleares y en las bombas atómicas.

En realidad es una fuente de energía necesaria por las exigencias del mercado.  Sin embargo, no es nada recomendable ni ecológica, sus radiaciones son muy nocivas para los seres vivos y sus residuos no son reciclables y difíciles de guardar, aparte del enorme coste económico.  Hay que buscar otras fuentes de energía, sobre todo, la fusión nuclear, limpia y con residuos reciclables y no nocivos.

De momento, un sueño para el futuro (30 años).

Fondo, radiación de.

Radiación ionizante de baja intensidad presente en la superficie de la Tierra y en la atmósfera como resultado de la radiación cósmica y la presencia de radioisótopos en las rocas terrestres, suelo y atmósfera.

Los radioisótopos son tanto naturales como resultado de la parada de centrales nucleares o gases residuales de centrales eléctricas.

La radiación de fondo debe tenerse en cuenta cuando se mide la radiación producida por una fuente específica.

Fotón.

Partícula con masa en reposo nula consistente en un cuanto de radiación electromagnética.  El fotón también puede ser considerado como una unidad de energía (hf, ver explicación de Fonón).

Los fotones viajan a la velocidad de la luz.  Son necesarios para explicar el efecto fotoeléctrico y otros fenómenos que requieren que la luz tenga carácter de partícula.

Fraunhofer, líneas de.

Líneas oscuras de un espectro.

Podríamos considerar aquí la difracción de Fraunhofer, en laque la fuerza de la luz y la pantalla receptora están en la práctica a distancia infinita del objeto difractante, de forma que los frentes de ondas se pueden considerar planos en vez de esféricos.

En la práctica utiliza haces paralelos de luz.  Puede ser considerado como un caso extremo de la difracción de Fresnel, pero es más práctico para explicar los patrones producidos por una rendija o por muchas rendijas.

Fue estudiado por el óptico alemán Joseph ron Fránhofer (1787-1826).

Fuerza nuclear fuerte.

La interacción fuerte (la más potente de todas) es unas 10² veces mayor que la fuerza electromagnética aparece sólo entre los hadrones y es la responsable de la fuerza entre los nucleones que confiere a los núcleos de los átomos gran estabilidad, haciendo posible que se formen las células para constituir materia.

Actúa a muy corta distancia dentro del núcleo, es tan corto su alcance que está en el orden de 10^-15 metros, y se puede interpretar como una interacción mediada por el intercambio de mesones virtuales, los Gluones.  Esta fuerza es descrita por una teoría gauge llamada cromodinámica cuántica.

Fuerza nuclear débil.

Es unas 10¹⁰ veces menor que la interacción electromagnética, ocurre entre Leptones y en la desintegración de los hadrones.  Es responsable de la desintegración beta de las partículas y núcleos.

En el modelo actual, la interacción débil se entiende como una fuerza mediada por el intercambio de partículas virtuales, llamadas bosones vectoriales intermediarios.

Las interacciones débiles son descritas por la teoría electrodébil, que las unifica con las interacciones electromagnéticas.

Modelo Weinberg-Salam.

Fuerza electromagnética.

La interacción electromagnética es la responsable de las fuerzas que controlan la estructura atómica, reacciones químicas y todos los fenómenos electromagnéticos.  Puede explicar las fuerzas entre las partículas cargadas, pero, al contrario que las interacciones gravitacionales, pueden ser tanto atractivas como repulsivas.

Algunas partículas neutras se desintegran por interacciones electromagnéticas.  La interacción se puede interpretar tanto como un campo clásico de fuerzas (ley de Coulomb) como por el intercambio de unos fotones virtuales.

Igual que las interacciones gravitatorias, el hecho de que las interacciones electromagnéticas sean de largo alcance significa que tienen una teoría clásica bien definida dada por las ecuaciones de Maxwell.

La teoría cuántica de las interacciones electromagnéticas se describe con la electrodinámica cuántica, que es una forma sencilla de teoría gauge.

Fuerza gravitacional.

La interacción gravitacional, es unas 10⁴⁰ veces más débil que la interacción electromagnética, es la más débil de todas.  La fuerza que genera actúa entre todos los cuerpos que tienen masa, y la fuerza siempre es atractiva.

La interacción puede ser comprendida utilizando un campo clásico en el que la intensidad de la fuerza disminuye con el cuadrado de la distancia entre los cuerpos interaccionantes (Ley de Gravitación de Newton).

El hipotético cuanto es el gravitación que es también un concepto útil en algunos contextos.

En la escala atómica, la fuerza gravitacional es despreciablemente débil, pero a escala cosmológica, donde las masas son enormes, es inmensamente importante para mantener a los componentes del Universo juntos, ya que, sin esta fuerza de la Naturaleza, el Universo sería un caos de estrellas, planetas y demás objetos  cosmológicos vagando por el espacio, sin rumbo ni destino final que no fuera colisionar entre ellos. Eso, si es que podrían haber llegado a existir.

Debido a que las interacciones gravitacionales son de largo alcance, hay una teoría macroscópica bien definida, que es la relatividad general de Einstein que nos explica de manera clara y precisa, como, en presencia de grandes masas como planetas, estrellas o galaxias, entre otros, el espacio se curva alrededor de estas masas enormes y da lugar a lo que llamamos Gravedad.

Por el momento no hay una teoría cuántica de la Gravedad que sea satisfactoria.  Es posible que la teoría de supercuerdas pueda dar esa deseada teoría cuántica de la gravitación que sea consistente, además de unificar la Gravedad con las demás fuerzas fundamentales.

Fusión nuclear.

Reacción nuclear en la que los núcleos atómicos de bajo número atómico se fusionan para formar núcleos pesados con la liberación de grandes cantidades de energía.

En las reacciones de fisión nuclear se utiliza un neutrón para romper un núcleo grande, pero en la fusión nuclear los dos núcleos reactivos tienen que ser hechos colisionar, (Dos protones que se fusionan).

Como ambos núcleos están positivamente cargados, hay una intensa fuerza repulsiva entre ellos, que solo puede ser superada si los núcleos reactivos tienen energías cinéticas muy altas.  Estas altas energías implican temperaturas del orden de 10⁸ K.

Como la energía cinética requerida aumenta con la carga nuclear (es decir, el número atómico), las reacciones entre núcleos de bajo número atómico son las más fáciles de producir.

A estas elevadas temperaturas, sin embargo, las reacciones de fusión se automantienen: los reactivos a estas temperaturas están en forma de plasma (es decir, núcleos y electrones libres), con los núcleos poseyendo suficiente energía como para superar las fuerzas de repulsión electromagnéticas.

La fusión nuclear es la responsable del brillo de las estrellas, es allí, en sus inmensos hornos termonucleares situados en el núcleo, donde se produce la fusión nuclear que, por ejemplo, en estrellas medianas como nuestro Sol, fusionan cada segundo 4.654.000 toneladas de Hidrógeno en 4.650.000 toneladas de Helio, los 4.000 toneladas restantes, son enviadas al espacio en forma de luz y de calor y, en el caso concreto del Sol, una pequeña parte de esta luz y este calor, llega al planeta Tierra para hacer posible la vida.

Galaxia.

Vasta colección de estrellas, polvo y gas unidos por la atracción gravitatoria que se genera entre sus diversos componentes.  Las galaxias son usualmente clasificadas por su forma en elípticas, espirales o irregulares.   Las galaxias elípticas aparecen como nubes elipsoidales de estrellas, con muy poca estructura interna aparte de (en algunos casos) un núcleo más denso.

Las galaxias espirales son colecciones de estrellas con forma de disco plano con prominentes brazos espirales.  Las galaxias irregulares no tienen estructura o forma aparente.

El Sol pertenece a una galaxia espiral conocida como la Galaxia (con G mayúscula) o la Vía Láctea, que contiene unas 10¹¹ estrellas (cien mil millones) y tiene unos 30.000 pársec* de longitud con un grosor máximo en el centro de unos 4.000 pársec.

El Sol está a unos 10.000 pársec del centro de la Galaxia, esto hace que nuestro Sistema Solar esté en la periferia de la Vía Láctea, en el brazo espiral Perseo.

Las galaxias se hallan separadas entre sí por enormes distancias.  La Galaxia vecina a la nuestra, la Galaxia Andrómeda, esta situada a una distancia de 6,7×10⁵ parsecs, ó lo que es lo mismo 2’3 millones de años-luz de nosotros.

Gamma, rayos. (rayos y)

Radiación electromagnética con longitudes de onda menores de unos 0,01 nanómetros (nm).  Los rayos gamma son los fotones de mayor energía del espectro electromagnético.  Sus energías varían desde los 100 keV  hasta al menos 10 GeV.

* Pársec (Símbolo pc) unidad estelar de 3’2616 años-luz o 206265 Unidades Astrómicas, ó 30,857×10¹² km.

Mañana continuaremos dejando aquí conceptos que nos acercarán más a nuestro Universo.

emilio silvera

[?]