Año Internacional de la Astronomía 2009. En España AIA-IYA2009

Seguimos exponiendo conceptos relacionados con la Astronomía.

Chandrasekhar, limite de.

Masa máxima de una estrella que no puede colapsarse bajo su propia gravedad por la presión de degeneración tanto de los electrones (en una enana blanca) como de neutrones (en una estrella de neutrones).

Para las enanas blancas la masa estimada de Chandrasekhar es del orden de 1’4 veces la masa del Sol.  Para las estrellas de neutrones el valor es peor conocido debido a las incertidumbres en la ecuación de estados de la materia neutrónica, pero se toma generalmente en el rango de 1’5 a 3 veces la masa del Sol ( y con casi toda seguridad no más de 5).

Sobrepasando estos límites, la estrella que agote su combustible nuclear de fusión y colapse, será para convertirse en agujero negro.

Deceleración, parámetro de.

Magnitud que indica el ritmo al que está disminuyendo la expansión del Universo, debido al efecto de freno de la atracción gravitacional de las Galaxias, las unas sobre las otras.

Es una función de la densidad de la materia cósmica y en función del grado de esta Densidad Crítica, el universo continuará expandiéndose para siempre o por el contrario, se producirá el Big Crunch, mediante el cual, todas las galaxias se pararán por la fuerza de Gravedad y comenzarán el recorrido contrario, hasta que de nuevo, se junte toda la materia del Universo en una enorme bola de fuego, contrayéndose hasta alcanzar una densidad y energía infinitas, una singularidad, y, de nuevo, otro Big Bang y el ciclo comienzo de nuevo. Claro que, ésto sólo es una teoría más.

Degeneración.

Estado de la materia producido cuando las partículas atómicas tienen el mayor empaquetamiento físicamente posible, con densidades de varios miles de toneladas por centímetro cúbico.  Las partículas que están muy juntas no pueden tener la misma energía, debido al principio de exclusión de Pauli, y, como resultado, las partículas se repelen entre sí.  Esto provoca una presión de degeneración que, al contrario que la presión térmica, depende sólo de la densidad y no de la temperatura.

Es la principal responsable de la resistencia al colapso gravitacional de las enanas blancas (degeneración de electrones) y de las estrellas de neutrones (degeneración de neutrones).

También existe materia degenerada en el núcleo de las estrellas poco masivas que han agotado su hidrógeno, en las enanas marrones y en las regiones centrales de los planetas gigantes.

Densidad crítica. (densidad de materia)

Densidad media de materia requerida para que la gravedad detenga la expansión del Universo (deceleración).  Un Universo con una densidad muy baja se expandirá para siempre, mientras que uno con una densidad muy alta colapsará finalmente.  Un Universo con exactamente la densidad crítica, alrededor de 10^-29 g/cm³, es descrito por el modelo Einstein-de Setter, que está en el termino medio de los dos anteriores, o sea, el Universo abierto, el Universo cerrado y el Universo plano.

No se conoce de manera exacta la densidad crítica del Universo, la misteriosa materia oscura, lo impide.  La materia que forma todas las Galaxias del Universo con la diversidad de objetos que contienen, están formadas por materia Bariónica: quarks, protones, neutrones y electrones, esto es, Hadrones y Leptones que, solo suponen una pequeña parte de la materia necesaria para que las Galaxias se muevan a las velocidades observadas, por lo que, se deduce la existencia de otra clase de materia (la materia oscura) que hay que buscar.

Desacoplamiento.

Etapa temprana en la historia del universo cuando, de acuerdo con la teoría del Big Bang, las partículas de materia cesaron de interaccionar con la radiación.  El desacople tuvo lugar en diferentes instantes, y por tanto, a distintas temperaturas, para cada tipo de partícula. (ya lo explicamos en días anteriores  con las eras hadrónicas y leptónicas).

Desintegración beta.

Desintegración radiactiva en la que un núcleo atómico se desintegra espontáneamente en un núcleo hijo, liberando dos partículas subatómicas.  O bien un neutrón se transforma en un protón, liberando un electrón y un antineutrino, o bien un protón se transforma en un neutrón, liberando un positrón y un neutrino.  El núcleo resultante tiene el mismo número másico que el núcleo original (es decir, el mismo número total de protones y neutrones), pero el número atómico difiere en una unidad.  Los electrones o positrones emitidos se conocen como partículas beta.

Deuterio.

Isótopo del hidrógeno, cuyo núcleo está compuesto por un protón y un neutrón.  Se piensa que el Deuterio reprodujo en el Big Bang como un subproducto de las reacciones nucleares que producen helio.  Esto constituye una prueba potencialmente importante del modelo del Big Bang, ya que el Deuterio no puede producirse con facilidad en las estrellas, y cualquier cantidad significativa de deuterio observada en la actualidad tendría presumiblemente origen primordial.

Dilatación del tiempo.

Ralentización del tiempo que ocurre a velocidades próximas a la de la luz, predicha por la teoría especial de la relatividad de Einstein.

A velocidades ordinarias, como las que ocurren en la Tierra, el efecto no es apreciable, pero el retraso aumenta rápidamente a medida que v se aproxima a c.

No sólo los relojes se atrasan, sino que todos los procesos se ralentizan, de manera que un astronauta parecerá haber envejecido menos tras un viaje a altas velocidades que una persona que permaneció en la Tierra.  El tiempo transcurre más despacio para el astronauta que, a esas velocidades relativistas, vive mucho más lentamente.  Él no lo percibe, sin embargo, un observador que lo pudiera estar mirando, lo vería moverse como a cámara lenta en el cine.

Dirac, cosmología de.

Teoría cosmológica construida bajo la hipótesis de los grandes números que, relaciona las constantes fundamentales de la física subatómica con las propiedades a gran escala del Universo,  como su edad y densidad media.  Es debida al físico-matemático inglés Paul Adrien Maurice Dirac (1902-84).

La teoría de Dirac no está muy aceptada, aunque introdujo algunas ideas relacionadas con el principio antrópico.

Einstein, Albert.

(1879-1.955) Físico teórico alemán  nacionalizado suizo y norteamericano.  Sus teorías de la relatividad ayudaron a perfilar en la ciencia del siglo XX y tuvieron profundas implicaciones en la astronomía.

La teoría especial de la relatividad (publicada en 1.905) surgió de los fracasos de detectar el eter por el experimento de Michelson-Morley, y se basó en los trabajos del físico holandés Hendrik Antóon Lorentz (1853-1928) y del Físico irlandés George Francis Fitzgerald (1851-1901), además de la teoría de Maxwell sobre la luz.

Establece la relación E=mc2 entre masa y energía, que fue la clave para comprender la generación de energía en las estrellas.

La teoría general de la relatividad, vislumbrada en 1.907, anunciada en 1.915, y, publicada en 1.916, que incluye la gravitación, es de gran importancia en los sistemas de muy grandes escalas, y tuvo un enorme y rápido impacto en la cosmología que, a partir de esta teoría, se convirtió en una verdadera ciencia.

La astronomía ha aportado evidencias observacionales para apoyar estas teorías. La primera prueba de fuego de la Relatividad General, la pasó cuando Eddintong, en la Isla Principe, obervando un eclipse de Sol, comprobó sin lugar a ninguna duda que la luz se curva en presencia de grandes masas.

Desde entonces Einstein no produjo ningún trabajo más de relevancia y se dedicó a la búsqueda infructuosa de una teoría del Todo que unificara en una sola ecuación a todas las fuerzas del Universo, la materia y el tiempo.  La tarea le llevó los últimos 30 años de su vida, y, no lo consiguió por la sencilla razón de que, en aquel tiempo, las matemáticas necesarias no se habían inventado (funciones modulares y la topología de la nueva teoría de supercuerdas que, en realidad, ha seguido sus pasos).

No se puede cerrar este apunte sin mencionar el trabajo de enorme importancia que Einstein realizó en relación al movimiento browniano del movimiento continuo y aleatorio de partículas sólidas microscópicas suspendidas en un fluido, en su caso en un gas.

Tampoco se puede olvidar aquí el trabajo que le valió el Nóbel, sobre el efecto fotoeléctrico.  El conocido como coeficientes de Einstein, teoría cuántica de la radiación que le inspiró el cuanto de Planck.

El desplazamiento de Einstein;  La ecuación de Einstein, el Universo de Einstein-de Sitter, condensación Bose-Einstein, Estadística Bose-Einstein, entre otros, llevan su nombre.

Electronuclear, fuerza.

Única fuerza fundamental que se piensa que actuó en el universo muy primitivo y que reunía los atributos posteriormente divididos entre la fuerza electromagnética y las fuerzas nucleares débil y fuerte.

Emisión, líneas de.

Líneas brillantes producidas en un espectro por una fuerte luminosa, como una estrella o una nebulosa brillante que marcan una longitud de onda particular de radiación producida por átomos calientes o excitados.  Las líneas de emisión pueden aparecer súperpuestas a un espectro de absorción normal, causado por el gas caliente que rodea a una estrella, o pueden aparecer solas, como en el espectro de una nebulosa excitado por la radiación de una estrella cercana. Las líneas permiten determinar la composición del gas emisor.

Emisividad. (símbolo ε)

Medida de la capacidad de un objeto para emitir radiación electromagnética comparándola con la de un cuerpo negro a igual temperatura.  El cuerpo negro es un emisor perfecto. La emisividad de radiación electromagnética es muy importante en radioastronomía para conocer más sobre el Universo. El día que seamos capaces de leer las ondas gravitacionales, conoceremos un Universo más completo.

Enana blanca.

Pequeña y densa estrella que es el resultado de la evolución de todas las estrellas excepto de las más masivas.  Se piensa que las enanas blancas se forman en el colapso de los núcleos estelares una vez que la combustión nuclear ha cesado, quedando expuestos cuando las partes exteriores de la estrella son expulsados en forma de nebulosas planetarias, polvo estelar que servirá para constituir estrellas de II ó III generación.

El núcleo de la estrella se contrae bajo su propia gravedad hasta que, habiendo alcanzado un tamaño similar al de la Tierra, se ha vuelto tan denso (sx10⁸kg/m³) que evita su propio colapso por la presión de degeneración de los electrones.

Las enanas blancas se forman con altas temperaturas superficiales (por encima de 10.000 k) debido al calor atrapado en ellas, y liberado por combustiones nucleares previas y por contracción gravitacional.

Gradualmente se enfrían, volviéndose más débiles y rojas.  Las enanas blancas pueden constituir el 30% de las estrellas de la vecindad del sol, aunque debido a sus bajas luminosidades (típicamente 10^{-3 a 10-4} veces la del Sol) pasan inadvertidas.

La masa máxima posible de una enana blanca es de 1,44 masas solares, el límite de Chandrasekhar.  Un objeto de masa mayor se contraería aún más y se convertiría en una estrella de neutrones o en un agujero negro.

Enana marrón.

Objeto que, debido a pequeña masa (menos de 0’08 masas solares, nunca se hace suficientemente caliente como para comenzar la fusión del Hidrógeno en su núcleo; en consecuencia, no se considera una estrella, sino un objeto subestelar.  Tienen luminosidad muy baja y son difíciles de detectar.  Se ha pensado incluso que, podría ser componente de la materia oscura galáctica.  La primera enana marrón clasificada al ser identificada con certeza fue una compañera de la cercana enana roja Gliese 229, fotografiada por el telescopio espacial Hubble en 1.995.  Un objeto por debajo de las 0’01 masas solares (alrededor de 10 veces la masa de Júpiter) se considera que es un planeta.

Enana roja.

Fría y débil estrella poco masiva que se encuentra en el extremo inferior de la secuencia principal.   Las enanas rojas tienen masas y diámetros menores que la mitad del Sol.  Son rojas por sus bajas temperaturas superficiales, menores que 4.000 k, y son de tipo espectral k ó M.

Las enanas rojas son el tipo más común de estrellas, y también la de vida más larga, con vidas medias potenciales mayores que la edad actual del Universo (13.500.000.000 de años).  Debido a su baja luminosidad no mayor que un 10% la del Sol, son poco llamativas.  La estrella de Barnard y Próxima Centauro son ejemplos cercanos.  Muchas enanas rojas son estrellas fulgurantes, una forma de variable eruptiva que sufre fulguraciones bruscas e impredecibles con un tiempo de Aumento de Segundos y un tiempo de atenuación de minutos.

Escape, velocidad de.

Es la velocidad necesaria para que un cuerpo pueda escapar de otro al que deja atrás sin ser frenado por su fuerza gravitatoria.  La velocidad de escape de la Tierra (que debe ser alcanzada, por ejemplo, por una nave espacial para viajar a otro planeta) es de 40.000 km/h. ó 11’18 km/s, la velocidad de escape del Sol es de 617’3 km/s, Júpiter de 59’6 km/s y un Agujero Negro tiene una velocidad de escape imposible de alcanzar y superior a 299.792’458 km/s, es mayor que la velocidad de la luz.

Espacio.

Tradicionalmente, el escenario tridimensional en el cual ocurren los sucesos, explicables mediante la geometría euclidiana.  En relatividad, el espacio se describe también en términos de geometría no euclidianas, ya que, Einstein, utilizó la geometría de Riemann que describe los espacios curvos y distorsionados, una geometría nueva y tetradimensional que, a los tres coordenadas de espacio, añadió una cuarta dimensión de tiempo.  A partir de la teoría general de la relatividad, Minkouski nos dijo que, ni el espacio ni el tiempo podían estar separados, era un todo: el espacio-tiempo.

En física cuántica, el espacio puede ser elaborado conceptualmente a partir de diversas abstracciones, tales como el “espacio de carga”, ó el “espacio de color” en el que los quarks pueden ser diagramados por conveniencia.

Espacio cuántico.

Vacío que tiene el potencial de producir partículas virtuales surgidas espontáneamente de la “nada” y que desaparecen con la misma rapidez que surgieron.

En realidad, lo que llamamos espacio vacío, está repleto de cientos de miles de millones de infinitesimales objetos.

Entre las Galaxias existen los llamados vacíos de millones de a.l. como el de Bootes.

Espectro.

Registro de la distribución de materia o energía (por ejemplo luz) por longitud de ondas.  Se estudia el espectro para conocer la diversidad de la composición química y el movimiento de estrellas y galaxias.

Es el rango de energías electromagnéticas dispuestas en orden de longitud de onda o frecuencia a lo largo de todo el Universo.

También lo llamamos así al referirnos a una banda coloreada producida cuando la luz visible atraviesa un espectroscopio.

Podríamos hablar aquí de espectro continuo, de absorción, de comparación, de emisión, de líneas, de potencia, de reflexión, de hidrógeno, el electromagnético, espectro relámpago, etc. Etc.  Sin embargo, el objetivo perseguido queda cubierto con la sencilla explicación del principio.

Estado estable.

Teoría de que el Universo en expansión nunca estuvo en un estado de densidad apreciable mayor (es decir, que no hubo ningún Big Bang), y que la materia se crea constantemente del espacio vacío para mantener la densidad cósmica de la materia.

Este modelo de Universo es poco creíble, ya que, contradice todos los datos comprobados en relación al Big Bang, va en contra de la Entropía y del segundo principio de la termodinámica. Además, ¿de dónde salió la radiación cósmica de fondo?.

Estelar, evolución.

Formación de núcleos atómicos complejos a partir de núcleos más simples en las estrellas, y con el resultado de las sucesivas generaciones de estrellas y planetas contienen una variedad mayor de elementos químicos que sus predecesores.

En éste punto, no tengo más remedio que dejar una anotación breve sobre un hecho importantísimo: Estamos constituidos de Carbono, Nitrógeno y otros elementos complejos que, un día muy lejano en el tiempo, se fabricó en las estrellas, seguramente situadas a miles de millones de años-luz de nuestro sistema Solar.  Aquellas estrellas fabricaron el material que fue arrojado al espacio mediante explosiones de súpernovas para hacer posible que, surgiera a nuestro Sistema Solar, el planeta Tierra y…..  nosotros mismos que, a partir de la materia inerte, hemos evolucionado hasta tener la conciencia de ser.

Estamos hechos de polvo de estrellas.

Algunos de los conceptos aquí reseñados ya fueron expuestos anteriormente en algún pasaje de los comentarios que, como preparación al Año Internacional de la Astronomía 2009, en España AIA-IYA2009, se han ido volcando aquí. Sin embargo, el motivo de estos trabajos es que, cuando comience el año 2009, todos sepais más sobre Astronomía, lo que ocurre en el Universo, como ocurre y por qué ocurre, y, dentro de los límites de mis conocimientos, os aseguro, como Hilbert (1) que sabreis.

(1) En la tumba de Hilbert en Gotinga, hizo ponjer: Tenemos que saber. Sabremos.

emilio silvera.

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