Las leyes del Universo

Leyes de Kepler

Se trata de tres leyes acerca de los movimientos de los planetas formuladas por el astrónomo alemán Johannes Kepler a principios del siglo XVII. Kepler basó sus leyes en los datos planetarios reunidos por el astrónomo danés Tycho Brahe, de quien fue ayudante. Sus propuestas rompieron con una vieja creencia de siglos de que los planetas se movían en órbitas circulares.

Primera ley: Los planetas giran alrededor del Sol en órbitas elípticas en las que el Sol ocupa uno de los focos de la elipse.

Segunda ley: Las áreas barridas por el segmento que une al Sol con el planeta (radio vector) son proporcionales a los tiempos empleados para describirlas. Como consecuencia, cuanto más cerca está el planeta del Sol con más rapidez se mueve.

Tercera ley: Los cuadrados de los periodos siderales de revolución de los planetas alrededor del Sol son proporcionales a los cubos de los semiejes mayores de sus órbitas elípticas. Esto permite deducir que los planetas más lejanos al Sol orbitan a menor velocidad que los cercanos; dice que el período de revolución depende de la distancia al Sol.

Estas leyes desempeñaron un papel importante en el trabajo del astrónomo, matemático y físico inglés del siglo XVII Isaac Newton, y son fundamentales para comprender las trayectorias orbitales de la Luna y de los satélites artificiales.

Gravitación universal

La gravitación es la propiedad de atracción mutua que poseen todos los objetos compuestos de materia. A veces se usa como el término “gravedad”, aunque este se refiere únicamente a la fuerza gravitacional que ejerce la Tierra

La gravitación es una de las cuatro fuerzas básicas que controlan las interacciones de la materia. Hasta ahora no han tenido los intentos de detectar las ondas gravitacionales que, según sugiere la teoría de la relatividad, podrían observarse cuando se perturba el campo gravitacional de un objeto de gran masa.

La ley de la gravitación, formulada por Isaac Newton en 1684, afirma que la atracción gravitatoria entre dos cuerpos es directamente proporcional al producto sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia entre ellos.

El efecto Doppler

La variación de la longitud de onda de la luz, radiación electromagnética y sonido de los cuerpos informa sobre su movimiento.

Cuando un vehículo se acerca oímos su motor más agudo que cuando se aleja. Igualmente, cuando una estrella o una galaxia se acercan, su espectro se desplaza hacia el azul y, si se alejan, hacia el rojo.

De momento, todas las galaxias observadas se desplazan hacia el rojo, es decir, se alejan de aquí.

Sabemos que la Densidad crítica del Universo es casi la ideal para que el Universo se expanda para siempre y, siendo así, esteremos en un Universo abierto como el Modelo determinado por Einsten-de Sitter.

El Universo está regido por una serie de constantes que llamamos universales y que, como la velocidad de la luz, c, la carga del electrón o la masa de los protones, hace que nuestro universo sea tal como es, y, si alguna de estas constantes variara aunque sólo fuese una diesmillonésima, podría ocurrir que el universo fuese distinto al que conocemos y que nosotros, no estuviéramos aquí para contarlo.

El estudio de las leyes y de los mecanismos del universo nos han posibilitado saber que, en todas las regiones del Cosmos rigen estas mismas leyes, se producen los mismos fenómenos y está presente la misma materia y, siendo así…¡La vida podría ser otra constante!

emilio silvera

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Recuerdo aquí uno de esos extraños casos que surgió el día 10 de Junio de 1.854 con el nacimiento de una nueva geometría: la teoría de dimensiones más altas que fue introducida cuando Georg Friedrich Bernhard Riemann dio su célebre conferencia en la facultad de la Universidad de Göttingen en Alemania. Aquello fue como abrir de golpe todas las ventanas cerradas durante 2.000 años de una lóbrega habitación que, de pronto, se ve inundada por la luz cegadora de un Sol radiante. Riemann regaló al mundo las sorprendentes propiedades del espacio multidimensional.

Su ensayo, de profunda importancia y elegancia excepcional, “sobre las hipótesis que subyacen en los fundamentos de la geometría” derribó pilares de la geometría clásica griega, que habían resistido con éxito todos los asaltos de los escépticos durante dos milenios. La vieja geometría de Euclides, en la cual todas las figuras geométricas son de dos o tres dimensiones, se venía abajo, mientras una nueva geometría riemanniana surgía de sus ruinas. La revolución riemanniana iba a tener grandes consecuencias para el futuro de las artes y las ciencias. En menos de tres decenios, la “misteriosa cuarta dimensión” influiría en la evolución del arte, la filosofía y la literatura en toda Europa. Antes de que hubieran pasado seis decenios a partir de la conferencia de Riemann, Einstein utilizaría la geometría riemanniana tetradimensional para explicar la creación del universo y su evolución mediante su asombrosa teoría de la relatividad general. Ciento treinta años después de su conferencia, los físicos utilizarían la geometría decadimensional para intentar unir todas las leyes del universo. El núcleo de la obra de Riemann era la comprensión de las leyes físicas mediante su simplificación al contemplarlas en espacios de más dimensiones.

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Los seres humanos, durante toda la vida están aprendiendo y desarrollando su inteligencia. Sin embargo, generalmente, la mayor actividad intelectual se desarrolla desde niño hasta los 35-40 años. Después remite para perder interés y continuar avanzando más pausadamente que en la juventud.

Claro que me estoy refiriendo a los casos de las personas estudiosas y comprometidas con el saber que, en muchos casos, no son todos los que quisieran. Hay muchos de los seres de la Tierra que por sus condiciones sociales, su lugar de nacimiento e incluso el seno de la familia en la que el destino lo trajo a este mundo, aun queriendo, no tendrá nunca la oportunidad de saber, de prepararse, de conocer sobre aspectos de la naturaleza que le inquietan o de poder acceder al conocimiento científico de las cosas.

El ser humano es curioso por naturaleza y su curiosidad le empujó siempre a preguntar y tratar de saber por qué ocurrían las cosas, tales como:

• ¿Por qué la Luna se sostenía en el aire y no caía?
• ¿Qué eran los rayos y de dónde salían los truenos?
• ¿Cómo se producía la lluvia?
• ¿Quién encendía la luz del Sol que nos daba el día y nos calentaba?

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No tiene ningún sentido explicar, sin más, lo que es un agujero negro, sin que antes explique algo sobre las estrellas que, en definitiva, son las que dan el origen de estos fenómenos cosmológicos conocidos como agujeros negros, estrellas enanas blancas, etc.

Las estrellas, enormes bolas de gas y polvo luminosas que desde su nacimiento producen energía por la fusión nuclear del hidrógeno para formar helio. El término, por tanto, no sólo 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 las estrellas gigantes y supergigantes, que están quemando otros combustibles nucleares más complejos que el hidrógeno, o las enanas blancas y las estrellas nucleares, que están formadas por combustibles nuclear gastado.

La masa máxima de una estrella es de unas 120 masas solares, por encima de la cual sería destruida por su propia radiación. La masa mínima está calculada en 0’80 masas solares; por debajo de ella, los objetos no serían lo suficientemente calientes en sus núcleos como para que comience la combustión del hidrógeno, y se convertirían en enanas marrones. Las luminosidades de estrellas varían desde alrededor de medio millón de veces la luminosidad del Sol para las más calientes hasta menos de una milésima de la del Sol para las enanas más débiles. 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 reacciones nucleares, siendo las más importantes las que involucran al hidrógeno. Por cada kilogramo de hidrógeno quemado de esta manera, se convierte en energía aproximadamente siete gramos de masa (el 7 ‰). De acuerdo a la famosa ecuación E = mc², los siete gramos equivalen a una energía de 6’3×10¹⁴ julios. Las reacciones nucleares no sólo aportan el calor y la luz de las estrellas, sino que también producen elementos más pesados y complejos que el hidrógeno y el helio.

Estos elementos pesados y más complejos (litio, carbono, oxígeno, etc) han sido distribuidos por el espacio, de tal manera que están presentes por todo el universo mediante explosiones de supernovas o por medio de nebulosas planetarias y vientos estelares.

De hecho, nuestra presencia aquí sería imposible sin que el material del que estamos hecho (polvo de estrellas), no se hubiera fabricado antes en alguna estrella lejana, hace miles de años y seguramente a muchos años luz de nuestro sistema solar.

Las estrellas se pueden clasificar de muchas maneras. Una manera es mediante su etapa evolutiva: en presencia principal, secuencia principal, gigante, supergigante, enana blanca o estrella de neutrones y, para las más masivas, su evolución hasta agujeros negros.

También se clasifican por sus espectros, que indica sus temperaturas superficiales. Otra manera es en poblaciones I, II y III, que engloban estrellas con abundancias progresivamente menores de elementos pesados, indicando paulatinamente una mayor de edad. También se clasifican por el método conocido como evolución estelar.

La cantidad de estrellas conocidas en su variedad por uno u otro motivo, es en realidad muy abundante, como por ejemplo:

Estrella binaria, estrella “capullo”, de baja velocidad, con envoltura, con exceso de ultravioleta, de alta velocidad, de baja luminosidad, de baja masa, estrella de bario, estrella de bariones, estrella de campo, estrella 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 manganeso-mercurio, de mercurio-manganeso, de metales pesados, de neutrones, de quarks, de referencia, de silicio, de tecnecio, de tipo intermedio, de tipo tardío, de tipo temprano, estrella del polo, estrella doble, estrella enana, estrella estándar, evolucionada, etc, etc.

Por ser para nosotros la más importante de todas, hablaré un poco de nuestra estrella más cercana, esa que hace posible la vida en el planeta Tierra al que envía luz y calor, el Sol.

Nuestro Sol, a pesar de su diámetro de 1.392.530 Km, su enorme masa de 1’989×10³⁰ Kg, su volumen de 1’3×10⁶, etc, es en realidad una simple estrella común mediana, clasificada como una estrella G2V: una estrella amarilla con una temperatura efectiva de 5.770 K (tipo espectral G2) y una enana de la secuencia (clase de luminosidad V). El Sol está formado en su mayor parte por hidrógeno (71% en masa), con otra parte de helio (27%) y elementos más pesados (el 2%). Su edad se estima que es de unos 4.600 millones de años.

En su horno termonuclear fusiona, de manera constante y cada segundo, 4.654.000 toneladas de hidrógeno, en 4.650.000 toneladas de helio, 4.000 toneladas son lanzadas al espacio en forma de luz y calor, de lo que una parte llega al planeta Tierra. La transferencia de energía desde el núcleo hasta la superficie tarda 10 millones de años. En su centro la temperatura se calcula que es de 15’6 millones de ºK y la densidad de 148.000 Kg/m³.

Existen otras curiosidades de luminosidad, magnetismo, viento solar, etc, que alargaría mucho el tema que aquí se trata. La vida del Sol está estimada en otros 4.000/4.500 millones de años más antes de que se convierta en gigante roja, explote y quede finalmente como enana blanca.

emilio silvera

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Cuando los átomos de Cl y Na interaccionan por aproximarse suficientemente sus nubes electrónicas, existe un reajuste de cargas, porque el núcleo de Cl atrae con más fuerza los electrones que el de Na, así uno pierde un electrón que gana el otro. El resultado es que la colectividad de átomos se transforma en colectividad de iones, positivos los de Na y negativos los de Cl. Las fuerzas electromagnéticas entre esos iones determinan su ordenación en un cristal, el Cl Na. Por consiguiente, en los nudos de la red existen, de manera alternativa, iones de Na e iones de Cl, resultando una red mucho más fuerte que en el caso de que las fuerzas actuantes fueran de Van der Waals. Por ello, las sales poseen puntos de fusión elevados en relación con los de las redes moleculares.

Hablemos de cuerpos.

Me referiré en primer lugar a los que constituyen nuestro entorno ordinario, que sería todo el entorno que abarca nuestro planeta. En segundo lugar considerare los demás cuerpos y objetos del universo. El análisis de muestras de esos diversos cuerpos ha puesto de manifiesto que, en función de la composición, los cuerpos pueden ser simples y compuestos. Los primeros son, precisamente, los llamados elementos químicos, a las que el insigne Lavoisier (conocido como padre de la química), consideró como el último término a que se llega mediante la aplicación del análisis químico.

Hoy sabemos que son colectividades de átomos isotópicos.

La mayoría de ellos son sólidos y se encuentran en la naturaleza (nuestro entorno terráqueo) en estado libre o en combinación química con otros elementos, formando los diversos minerales.

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