¿La Química? Algo más que Alquimia

 

 

 

Los Matemáticos afirman que los Universos múltiples existen, y, si eso es así, coincide con algunas observaciones que han sido realizadas y que, de manera sorprendente, respaldan el resultado de la existencia de otros universos a partir del “borde” mismo del nuestro, y, además, es posible que, las grandes estructuras de estos universos (del más cercano), esté influenciando en el comportamiento del  nuestro que lo como si existiera más materia de la que realmente hay debido a que, “la fuerza de gravedad de esos universos” vecinos, incide de manera real en este Universo nuestro, y, si es así, la tan cacareada “materia oscura” podría ser el mayor fraude de la cosmología moderna.

Inmersos en los problemas cotidianos prestamos poca atención a lo que pasa a nuestro alrededor, en la Naturaleza y, sólo cuando son fenómenos muy llamativos, inusuales, o, que nos ponen en peligro, ponemos nuestros cinco sentidos en el acontecimiento. Muchas más cosas habríamos evitado y habríamos descubierto si por una sola vez hubiésemos estado más atentos, en lugar de estar pendientes de nosotros mismos, lo hubiéramos hecho con respecto a la Naturaleza que, en definitiva, es la que nos enseña el camino a seguir.

La edad actual del universo visible ≈ 10⁶⁰ tiempos de Planck

Tamaño actual del Universo visible ≈ 10⁶⁰ longitudes de Planck

La masa actual del Universo visible ≈ 10⁶⁰ masas de Planck

Vemos así que la bajísima densidad de materia en el universo es un reflejo del hecho de que:

Densidad actual del universo visible ≈10^-120 de la densidad de Planck

Y la temperatura del espacio, a 3 grados sobre el cero absoluto es, por tanto

Temperatura actual del Universo visible ≈ 10^-30 de la T. de Planck

Estos números extraordinariamente grandes y estas fracciones extraordinariamente pequeñas nos muestran inmediatamente que el universo está estructurado en una escala sobrehumana de proporciones asombrosas cuando la sopesamos en los balances de su propia construcción.

Con respecto a sus propios patrones, el universo es viejo. El tiempo de vida natural de un mundo gobernado por la gravedad, la relatividad y la mecánica cuántica es el fugaz breve tiempo de Planck. Parece que es mucho más viejo de lo que debería ser.

Pero, pese a la enorme edad del universo en “tics” de Tiempo de Planck,  hemos aprendido que casi todo este tiempo es necesario para producir estrellas y los elementos químicos que traen la vida.

¿Por qué nuestro universo no es mucho más viejo de lo que parece ser? Es fácil entender por qué el universo no es mucho más joven. Las estrellas tardan mucho tiempo en formarse y producir elementos más pesados que son las que requiere la complejidad biológica. Pero los universos viejos también tienen sus problemas. Conforme para el tiempo en el universo el proceso de formación de estrellas se frena. Todo el gas y el polvo cósmico que constituyen las materias primas de las estrellas habrían sido procesados por las estrellas y lanzados al espacio intergaláctico donde no pueden enfriarse y fundirse en nuevas estrellas.

 

 

Pocas estrellas hacen que, a su vez, también sean pocos los sistemas solares y los planetas. Los planetas que se forman son menos activos que los que se formaron antes, la entropía va debilitando la energía del sistema para realizar trabajo. La producción de elementos radiactivos en las estrellas disminuirá, y los que se formen tendrán semividas más largas. Los nuevos planetas serán menos activos geológicamente y carecerán de muchos de los movimientos internos que impulsan el vulcanismo, la deriva continental y la elevación de las montañas en el planeta. Si esto también hace menos probable la presencia de un campo magnético en un planeta, entonces será muy poco probable que la vida evolucione hasta formas complejas.

Las estrellas típicas como el Sol, emiten desde su superficie un viento de partículas cargadas eléctricamente que barre las atmósferas de los planetas en órbitas a su alrededor y, a menos que el viento pueda ser desviado por un campo magnético, los posibles habitantes de ese planeta lo podrían tener complicado soportando tal lluvia de radiactividad. En nuestro sistema solar el campo magnético de la Tierra ha protegido su atmósfera del viento solar, pero Marte, que no está protegido por ningún campo magnético, perdió su atmósfera hace tiempo.

La vida (creo), estará presente en muchos mundos que, al igual que la Tierra, ofrece las condiciones adecuadas

Probablemente no es fácil mantener una larga vida en un planeta del Sistema solar. Poco a poco hemos llegado a apreciar cuán precaria es. Dejando a un lado los intentos que siguen realizando los seres vivos de extinguirse a sí mismos, agotar los recursos naturales, propagar infecciones letales y venenos mortales y emponzoñar la atmósfera, también existen serias amenazas exteriores.

Los movimientos de cometas y asteroides, a pesar de tener la defensa de Júpiter, son una seria y cierta amenaza para el desarrollo y persistencia de vida inteligente en las primeras etapas. Los impactos no han sido infrecuentes en el pasado lejano de la Tierra, habiendo tenido efectos catastróficos.  Somos afortunados al tener la protección de la Luna y de la enorme masa de Júpiter que atrae hacia sí los cuerpos que llegan desde el exterior desviándolos de su probable trayectoria hacia nuestro planeta.

La caída en el planeta de uno de estos enormes pedruscos podría producir extinciones globales y retrasar en millones de años la evolución que tantos miles de millones de años le costó al Universo para poder plasmarla en una realidad que llamamos vida.

El secreto reside en el tiempo biológico necesario para desarrollar la vida y el tiempo necesario para desarrollar estrellas de segunda generación y siguientes que en novas y supernovas cristalicen los materiales complejos necesarios para la vida, tales como el hidrógeno, nitrógeno, oxígeno, carbono, etc.

Parece que la similitud en los “tiempos” no es una simple coincidencia.  El argumento, en su forma más simple, lo introdujo Brandon Carter y lo desarrolló John D. Barrow por un lado y por Frank Tipler por otro. Al menos, en el primer sistema solar habitado observado, ¡el nuestro!, parece que sí hay alguna relación entre t(bio) y t(estrella) que son aproximadamente iguales; el t(bio) – tiempo biológico para la aparición de la vida – algo más extenso.

          Una atmósfera planetaria adecuada dará la opción de que evolucione la vida y se creen sociedades

La evolución de una atmósfera planetaria que sustente la vida requiere una fase inicial durante la cual el oxígeno es liberado por la fotodisociación de vapor de agua. En la Tierra esto necesitó 2.400 millones de años y llevó el oxígeno atmosférico a aproximadamente una milésima de su valor actual.  Cabría esperar que la longitud de esta fase fuera inversamente proporcional a la intensidad de la radiación en el intervalo de longitudes de onda del orden de 1000-2000 ángstroms, donde están los niveles moleculares clave para la absorción de agua.

Este simple modelo indica la ruta que vincula las escalas del tiempo bioquímico de evolución de la vida y la del tiempo astrofísico que determina el tiempo requerido para crear un ambiente sustentado por una estrella estable que consume hidrógeno en la secuencia principal y envía luz y calor a los planetas del Sistema Solar que ella misma forma como objeto principal.

A muchos les cuesta trabajo admitir la presencia de vida en el universo como algo natural y corriente, ellos abogan por la inevitabilidad de un universo grande y frío en el que es difícil la aparición de la vida, y en el supuesto de que ésta aparezca, será muy parecida a la nuestra.

“Las historias de ciencia ficción en las cuales se sugiere la existencia de seres vivos construidos de silicio en vez del carbono han proliferado desde hace varias décadas, por ejemplo, en los argumentos de muchas películas y series de TV. La idea no es nueva, pues esta se originó en 1891 (¡!), cuando Julio Sheiner escribió sobre la posibilidad de vida extraterrestre fundada en el Silicio.” Biól. Nasif Nahle

Los biólogos, sin embargo, parecen admitir sin problemas la posibilidad de otras formas de vida, pero no están tan seguros de que sea probable que se desarrollen espontáneamente, sin un empujón de formas de vida basadas en el carbono. La mayoría de las estimaciones de la probabilidad de que haya inteligencias extraterrestres en el universo se centran en formas de vida similares a nosotros que habiten en planetas parecidos a la Tierra y que necesiten agua y oxígeno o similar con una atmósfera gaseosa y las demás condiciones de la distancia entre el planeta y su estrella, la radiación recibida, etc. En este punto, parece lógico recordar que antes de 1.957 se descubrió la coincidencia entre los valores de las constantes de la Naturaleza que tienen importantes consecuencias para la posible existencia de carbono y oxígeno, y con ello para la vida en el universo.

emilio silvera

Ningún cometa se ha visitado antes dos veces. Por tanto, el paso sin precedente de la sonda Stardust-NeXT  cerca del Cometa Tempel 1 hace algún tiempo ya,  nos proporcionó a los humanos una oportunidad única de ver cómo cambia el núcleo de un cometa a lo largo del tiempo. Los cambios en el núcleo del Cometa Tempel 1 eran de particular interés porque el cometa fue golpeado por un objeto cuando pasaba la sonda Deep Impact  en 2005.  La fotografía superior es una imagen digitalmente ensalzada del Cometa Tempel 1 cerca de su máxima aproximación a la Stardust-NeXT.  Se pueden ver muchas características retratadas en 2005, como cráteres, grietas, y también áreas muy suaves. Sólo se pueden sacar unas pocas conclusiones,  pero en los próximos años los astrónomos especializados  en cometas y en el entendimiento del Sistema Solar se servirán de estas imágenes para buscar nuevas pistas de la composición del Cometa Tempel 1, como se encuentra el lugar del impacto del 2005, y como han evolucionado los principales accidentes del mismo.

 

Diagrama de Hertzsprung y Russell y los dos astrónomos autores del mismo

 

SIGLO XX-XXI

De la evolución estelar a los telescopios espaciales

 

Saturn’s Infrared Ring. Concepción artística de la apariencia que podría tener este anillo visto en el infrarrojo – NASA/JPL-Caltech/Keck

 

 

1913 La clasificación de las estrellas

 

 

 

En 1913 los astrónomos Hertzsprung y Russell establecieron, de manera independiente, un esquema para la clasificación de todas las estrellas de acuerdo con dos parámetros: temperatura y luminosidad. Lo que se conoce en el argot astronómico diagrama H-R (por las iniciales de sus descubridores) pronto se reveló como una herramienta potentísima en el estudio de la estructura y evolución de las estrellas. De manera análoga a como la catalogación de los seres vivos condujo a Darwin a la teoría de la evolución de las especies, la clasificación H-R de las estrellas condujo a los astrónomos a establecer, en la primera mitad del siglo XX, una teoría de la evolución estelar que es considerada como uno de los mayores logros de la Astrofísica de todos los tiempos.

 

 

                      1915 El universo relativista de Einstein

 

 

 

En 1915, Albert Einstein enunció su Teoría de la Relatividad General, una nueva teoría de la Gravitación que vino a sustituir a la de Newton aportando una visión completamente revolucionaria del Universo. En la visión de Einstein, la materia, el espacio y el tiempo son tres elementos interconectados entre sí: la gravedad puede ser interpretada una curvatura del espacio. En el espacio-tiempo la luz se mueve a velocidad constante describiendo trayectorias curvas según es desviada por la presencia de cuerpos materiales. La Teoría de la Relatividad resolvió elegantemente los problemas de la física clásica y realizó otras sorprendentes predicciones (como la curvatura de la luz en un campo gravitatorio) que fueron comprobadas experimentalmente de manera espectacular. Gracias a esta nueva teoría, el Universo pasó a describirse como un todo mediante una serie de ecuaciones que describen la íntima imbricación del espacio, el tiempo y la materia.

 

 

 

 

                                        1925 Hubble y el universo extragaláctico

 

En 1925, el astrónomo norteamericano Edwin Hubble midió la distancia a Andrómeda y a otras nebulosas espirales y demostró que tales nebulosas estaban fuera, y muy lejos, de la Vía Láctea. Tales nebulosas eran por tanto galaxias independientes de la nuestra, lo que indicaba que el Universo era mucho mayor de lo que se había creído hasta entonces. Poco después, midiendo las velocidades de tales galaxias y comparándolas con sus distancias concluyó que todas ellas se alejaban entre sí. Georges Lemaître interpretó estas medidas el resultado de la expansión del universo y, resolviendo las ecuaciones de la relatividad general de Einstein, puso los cimientos de la teoría del Big Bang.

 

 

 

 

 

                                                                                                           1931 El nacimiento de la Radioastronomía

 

 

A pesar de que Maxwell había descrito el espectro electromagnético a mediados del XIX, el estudio del universo estuvo limitado a la luz visible hasta bien entrado el siglo XX. La atmósfera terrestre actúa como una barrera bloqueando gran parte de la radiación que es emitida más allá del ultravioleta y del infrarrojo y, por otra parte, los astrónomos no disponían de la tecnología necesaria para construir detectores en rangos del espectro electromagnético diferentes del óptico. Pero situación cambió radicalmente cuando, en 1931, Karl Jansky descubrió ondas de radio que procedían de la Vía Láctea.

 

 

 

 

 

Aunque parezca difícil de creer, hacia la mitad del siglo XX aún quedaba mucho cielo por . Es cierto que por entonces se conocían las posiciones de cientos de miles de estrellas y galaxias sobre la bóveda celeste, pero aún no se sabía bien a qué distancia se encontraban.

Además, todos los catálogos estaban basados en observaciones realizadas con los telescopios “ópticos”, estos son, los que recogen la luz que nosotros vemos. Las técnicas de observación en otros “colores que no vemos”, en rayos X, ultravioleta, infrarrojo o radio, estaban empezando a desarrollarse. Muchas tardarían aún décadas en llegar al ser imprescindible el uso de satélites artificiales. Por ejemplo, no hace unos pocos años hemos empezado a “ver” de verdad los colores infrarrojos del Universo, gracias a satélites como Spitzer (NASA) y Herschel (ESA). Pero en la década de los cincuenta del siglo pasado la Radioastronomía ya había despegado. Ciertamente muchas sorpresas llegaron entonces gracias a la observación del cielo usando ondas de radio. Así, en…

 

1963 Se descubrimiento de los quásares

 

 

 

El rápido desarrollo de la radioastronomía tras la Segunda Guerra Mundial condujo a la identificación de unas misteriosas fuentes de ondas de radio que, en el óptico, parecían estrellas muy débiles. En 1963, el astrónomo holandés-estadounidense Marteen Schmidt estimó la distancia y luminosidad de algunas de estas radiofuentes y concluyó que se trataba de galaxias situadas en los confines del Universo conocido. Tales galaxias poseían luminosidades muy superiores a las de todas las conocidas previamente. Hoy sabemos que tales objetos, denominados quásares, obtienen su energía de agujeros negros supermasivos situados en sus regiones centrales. El agujero negro, rodeado de un disco de acreción, es el origen de chorros bipolares de altísima velocidad.

 

 

 

En los Laboratorios de la Bell Telephone en Holmdel (Nueva Jersey) otros dos jóvenes astrónomos, Arno Penzias (nacido en 1933) y Robert Wilson (nacido en 1936), habían construido una extraña antena (una especie de gran bocina receptora) de 6 metros de longitud observar posibles microondas provenientes del halo de la Vía Láctea. En 1965, detectaron una radiación misteriosa que no parecía tener relación con nuestra Galaxia. La insistente radiación era observable en todas las direcciones del cielo y permanecía omnipresente día y noche a lo largo de todo el año. Era una señal sumamente uniforme y que correspondía a una temperatura de tan sólo 3 Kelvin (270 grados Celsius bajo cero). Desconcertados, Penzias y Wilson concluyeron que necesariamente tal radiación era de origen cósmico, no tenían idea de qué fenómeno físico podía causarla.

 

 

 

1965 El eco del Big Bang

 

 

 

Como decimos en 1965 Penzias y Wilson descubrieron una misteriosa radiación de microondas en el fondo del cielo. Tal radiación, cuya existencia había sido predicha por varios investigadores las dos décadas previas, pudo ser inmediatamente reconocida como una reliquia del ‘Big Bang’. Estas observaciones vinieron por tanto a confirmar la interpretación de la ley de Hubble en términos de una expansión generalizada del universo que tenía su origen una gran explosión. Gracias a la misión espacial COBE de la NASA, se detectaron en 1992 las irregularidades primigenias que debieron dar lugar a la formación de galaxias y de cúmulos de galaxias. Posteriormente, la misión WMAP contribuyó a medir parámetros importantes del universo, tales su edad y su composición. Finalmente, el telescopio Planck lanzado por la ESA en mayo de 2009 deberá refinar todas estas medidas culminando así medio siglo de sorprendentes descubrimientos cosmológicos.

 

 

 

 

1968 El misterio de los púlsares

 

 

Los astrónomos Antony Hewish y Jocelyn Bell anunciaron, en 1968, el descubrimiento de objetos astronómicos nuevos. Los denominaron radiofuentes pulsantes, o simplemente púlsares, por tratarse de emisores de rapidísimas ráfagas de microondas que alcanzaban la Tierra con sorprendente regularidad. Por otro lado, desde varios años antes, astrónomos teóricos habían barajado la posibilidad de que algunas estrellas acabasen sus vidas en la de densísimos residuos estelares constituidos por neutrones. Cotejando las propiedades, pronto se concluyó que estas estrellas de neutrones predichas teóricamente eran los mismos objetos que los púlsares recién descubiertos.

 

 

 

1990 El lanzamiento del telescopio espacial Hubble

 

 

La atmósfera terrestre impone severas limitaciones a las observaciones astronómicas. Algunos rangos del espectro electromagnético, como la luz ultravioleta o la del lejano infrarrojo, quedan completamente bloqueados. Incluso la radiación que consigue llegar a la superficie terrestre es alterada, en mayor o menor medida dependiendo de su longitud de onda, por los movimientos turbulentos de las diferentes capas de nuestra atmósfera. La más directa de escapar a estos efectos, tan perjudiciales para la observación astronómica, consiste en instlar el telescopio por encima de la atmósfera, en una plataforma espacial. En 1990, tras numerosos estudios y experimentos con telescopios espaciales menores, la NASA puso en órbita el telescopio Hubble. Equipado con un espejo de 2,4 m de diámetro, el Hubble ha proporcionado resultados espectaculares y se ha convertido en un fenómeno que ha rebasado ampliamente los ámbitos de la astronomía.

 

 

 

 

1995 ¡Planetas extrasolares!

 

En 1995 los astrónomos Michel Mayor y Didier Queloz anunciaron la detección de 51 Pegasi b, un planeta que orbita en torno a una estrella de solar a 50 años luz de la Tierra. Confirmado prontamente por los norteamericanos Geoffrey Marcy y Paul Butler, este descubrimiento inauguró una intensa carrera que ha conducido a la detección de un total de más 400 planetas extrasolares contenidos en unos 300 sistemas planetarios. Aunque todos estos planetas son significativamente más masivos que la Tierra, la instrumentación que está siendo específicamente diseñada para la búsqueda y detección de planetas de tipo terrestre debería conducir en pocos años a la detección de otras tierras.

 

 

 

Imagen óptica-infrarroja-X del Centro Galáctico. | NASA, ESA, SSC, CXC, STSci.

 

 

 

El centro galáctico señalado con los detalles y objetos allí presentes

 

2002 Un agujero negro en el centro de la Vía Láctea

 

 

 

 

En el año 2002, un equipo internacional de astrónomos liderado el Instituto Max Planck de Física Extraterrestre de Munich presentó los resultados de un patrullaje de diez años de duración de la estrella S2 que orbita en torno al Centro de la Vía Láctea. Sus medidas indicaban que nuestro centro galáctico está ocupado por un agujero negro supermasivo de unos 4 millones de masas solares. Observaciones posteriores en un amplio rango de longitudes de onda (visibles, infrarrojas, radio, X y gamma) han confirmado resultado ofreciendo más y más detalles. Se piensa hoy que la presencia de agujeros negros supermasivos no sólo tiene lugar en galaxias extremas, sino que ser un fenómeno habitual en la mayor parte de las galaxias espirales y elípticas.

 

 

 

 

2009 Diseño y construcción de telescopios extremadamente grandes

 

 

La aventura de la construcción de telescopios que comenzó en 1609 con aquella primera observación realizada por Galileo está lejos de llegar a su fin. En el año 2009, simultáneamente con el lanzamiento de tres potentes telescopios espaciales, Kepler, Herschel y Planck, se estaban definiendo las características esenciales de tres Telescopios Extremadamente Grandes (ELT), dos norteamericanos y uno europeo. Se espera que estos telescopios entren en operación en la segunda mitad de la década de los 2010. En Radioastronomía hay que destacar dos proyectos colosales: la construcción del Atacama Millimeter Array (ALMA) que deberá finalizar 2013, y el diseño del Square Kilometer Array (SKA) que está previsto hacia 2022. La observación con estos instrumentos revolucionará completamente la Astronomía en tan sólo dos décadas.

“Omega Centauri, ω Cen o NGC 5139 es un cúmulo globular situado en la constelación de Centaurus. Fue descubierto por Edmond Halley en 1677. Este cúmulo orbita alrededor de nuestra galaxia, la Vía Láctea, siendo el más grande y brillante de los cúmulos globulares que la orbitan. Es uno de los pocos que puede ser observado a simple vista. Omega Centauri esta a unos 18.300 años luz (5.6 kpc) de la Tierra y contiene varios millones de estrellas de Población II. Las estrellas de su centro están tan juntas entre si que se cree que se encuentran a tan solo 0,1 años luz las unas de las otras. Su edad estimada es de cerca de 12 mil millones de años. Contiene alrededor de 10 millones de estrellas.

A pesar de no ser una estrella de la constelación recibió una denominación de Bayer, la ω. Una característica que lo distingue de los demás cúmulos globulares de nuestra galaxia es que contiene estrellas de distintas generaciones. Por este motivo se especula que Omega Centauri puede ser el remanente del núcleo de una galaxia enana que fue satélite de nuestra Vía Láctea. Esta galaxia tendría un tamaño cientos de veces superior al actual de Omega Centauri y fue disgregada y absorbida por nuestra galaxia. La química y la dinámica de Omega Centauri son consistentes con esta hipótesis.

Al igual que Mayall II, un cúmulo globular que orbita la galaxia de Andrómeda, Omega Centauri presenta un rango de metalicidades y de edades estelares que llevan a pensar que no se formó de una sola vez (al contrario de lo que es normal en los cúmulos globulares). Muchas de las estrellas que forman Omega Centauri se piensa que son el remanente del núcleo de la galaxia enana ancestral que fue capturada por la Vía Láctea.”

Cúmulo estelar abierto M11. Puede observarse su estructura poco densa, formada por estrellas jóvenes y brillantes que difiere del cúmulo que arriba ponemos como actor principal de ésta reseña.

Cuando observamos el universo mediante un telescopio se nos hace evidente que multitud de estrellas no se encuentran solas, si no que forman parte de sistemas de dos, tres o más soles. De hecho una gran parte de estrellas son consideradas sistemas binarios o múltiples, vinculados gravitatoriamente. Sin embargo es posible encontrar las estrellas formando comunidades aún mucho mayores y que implican una evolución conjunta desde su nacimiento en alguna gran nebulosa, nos referimos a los cúmulos estelares, verdaderas ciudades de estrellas.
Observando estos conglomerados de decenas, centenares o miles de componentes, enseguida nos percataremos que responden a dos tipos de agrupamientos muy diferentes atendiendo a su morfología

Los cúmulos de estrellas se clasifican en dos grupos: cúmulos abiertos, que no poseen forma definida, y cúmulos globulares, que son esféricos o casi esféricos. Los abiertos están formados por unos cientos estrellas jóvenes, mientras que los cúmulos globulares contienen más de mil veces esa cantidad, y generalmente son estrellas muy viejas.

Los cúmulos globulares forman un halo alrededor de nuestra galaxia, la Vía Láctea, mientras que los abiertos se sitúan en los brazos de la espiral.

Los cúmulos abiertos son mucho más numerosos que los globulares: se conocen unos 1.000 en nuestra galaxia mientras que sólo hay 140 globulares.

Aquí tenemos a R Leporis, una estrella de Carbono a la que se puso el de la “Estrella Carmesí”, o, la “Gota de Sangre”.

R Leporis (R Lep / HD 31996 / HR 1607) es una estrella variable de la constelación de Lepus, del límite con Eridanus. Visualmente es una estrella de un color rojo vívido, cuyo brillo varía entre magnitudes aparentes entre +5,5 y +11,7. Descubierta por John Russell Hind en 1845, es también conocida como Estrella carmesí de Hind.

A una distancia aproximada de 1100 años luz, R Leporis pertenece a la rara clase de estrellas de carbono, siendo su tipo espectral C6. En estas estrellas, los compuestos de carbono no permiten pasar la luz azul, por lo que tienen un color rojo intenso. En R Leporis la relación carbono–oxígeno estimada es 1,2, más del doble que la existente en el Sol. un radio entre 480 y 535 veces más grande que el radio solar, equivalente a 2,2 – 2,5 UA. Si estuviese en el centro del Sistema Solar, su superficie se extendería más allá de la órbita de Marte. Su temperatura superficial, extremadamente baja una estrella, está comprendida entre 2050 y 2290 K. Brilla con una luminosidad entre 5200 y 7000 veces a la del Sol, siendo la mayor de la energía radiada como radiación infrarroja. (Wikipedia)

El concepto de vecindad es relativo e indefinido. Su valor variar según sean las distintas medidas de celeridad de los medios habituales de comunicación y según sea la extensión dentro de la cual sirva de medida de relación.

Con el de la expresión “vecina” va siempre implícita o sugerida la idea de que existe una región que no es vecina. La vecina persistente de la Tierra es la Luna; los cometas son sólo visitantes ocasionales. Podemos considerar vecinas del Sol a las estrellas situadas a una distancia comprendida los cincuenta y cien años-luz, dejando excluidos a los miles de millones de estrellas de la Vía Láctea. Los planetas y los cometas no son vecinos del Sol, sino miembros de su familia, y los bólidos serían una especie de parásitos cósmicos.

Pero mi intención al comenzar comentario, era el de exponer aquí alguno de los muchos caprichos cósmicos que en el Universo podemos contemplar y, en este caso concreto, me he decidido por contaros lo siguiente:

Cerca de la famosa estrella Rigel (Beta Orionis), la débil constelación de Lupus (la Liebre) es escenario cada catorce meses de un prodigio de la evolución estelar: R Leporis, la estrella carmesí, cobra vida y regala a los astrónomos toda su belleza al encender en la oscuridad del cielo el resplandor de color rojo más acentuado que observarse a través de un telescopio. La encontró el astrónomo inglés John Russell Hind en el año 1845 y dijo de ella, estupefacto, que era como una “gota de sangre”. aquel día, el espectáculo celeste se repite periódicamente año y dos meses, cuando R Leporis abandona la oscuridad y resplandece como un candil en un área del firmamento casi vacía de estrellas que contrasta con el fulgor de los soles azules que forman la constelación de Orión.

Estrella hipotética de más de 120 masas solares, tan luminosa que se esperaría que se desintegrase por la presión de su propia radiación. Las estrellas supermasivas fueron propuestas explicación a unos muy brillantes existentes en la Gran Nube de Magallanes, aunque en la actualidad se sabe que son cúmulos de estrellas O ordinarias.

R Leporis es una estrella de Carbono y constituye uno de esos caprichos cósmicos a los que me refería y que han permitido al hombre percibir la magia de los cielos y en ellos la belleza de sus orígenes. La ausencia de colores intensos de las que adolece el firmamento se rompe aquí deleite del observador nocturno, que asistía a un acontecimiento de la Naturaleza extensivo a miles de millones de estrellas y que en el siglo XVII asombró al científico alemán Johannes Hevelius.

A diferencia del Sol y de las estrellas de su , que permanecen estables, el brillo de una gran de la población estelar es variable, y en algunos casos su ciclo hace oscilar espectacularmente su intensidad lumínica ante nuestros ojos. En R Leporis, más que sus cambios de brillo, la faceta más hermosa es su tonalidad roja, una de las más intensas que puede observarse en todo el cielo, pero otras variables tienen un ciclo que las hace apagarse y encenderse como si fueran faros en la Vía Láctea. Ese es el caso de Mira, a la que Hevelius llamó “la estrella maravillosa” después de que apareciera en el cielo como por arte de magia.

Del grupo destaca Antares, una supergigante M 1,5, 10 000 veces más luminosa que el Sol y con un diámetro que es probablemente más de 500 veces el del Sol. Nos contempla 520 a.l. de distancia y una compañera enana. Su color es el rojo intenso.

Aldebaran, la estrella Alfa Tauri, es una Gigante K5. Aparentemente parte del grupo de estrella de las Hyades, aunque en realidad sólo está a 60 a.l., aprpoximadamente la mitad de la distancia del cúmulo.

Betelgeuse, la estrella Alfa Orionis, la décima más brillante del cielo, es una gigante M2 que es una variable semirregular. Se dice que está a unos 400 a.l. de la Tierra y su luminosidad es 5000 veces a la del Sol pero, si se encuentra a la misma distancia de la Asociación de Orión ( algunos postulan), la luminosidad verdadera sería de 50 000 veces la del Sol. Su diámetro es cientos de veces el del Sol. Su brillo varía a medida que se expande y contrae en tamaño.

Arthurus es la estrella Alfa Boötis, magnitu -o,o4, la estrella más brillante al norte del ecuador celeste y la cuarta más brillante de todo el cielo. Es una gigante K 1 situada a 35 a.l.

Rigel, la estrella Beta Orionis de magnitud o,12 es una gigante B 8 siatuada a 1 400 a.l., su luminosidad es de unas 150 000 veces la del Sol, tiene una compañera de magnitud 6,8, que es a su vez una binaria espectroscópica.

Al lado de estas gigantes, el Sol y otras estrellas resultan minusculos como podemos ver en la y, sin embargo, ya sabemos todos la importancia que nuestro Sol tiene hacer posible la vida en la Tierra.

Las consecuencias de una explosión supernova de una de estas estrellas gigantes, a pesar de sus distancias a la Tierra, no sabemos lo que podría pasar, y, hay varias candidatas en la lista a futuras supernovas y agujero negro. ¿Qué repercuciones podrá ?

Mira es el propio que Hevelius le puso a esta estrella, cuya denominación original en el catálogo de Johann Bayer, basado en el alfabeto griego, era Omicrón Ceti, es decir, la estrella omicrón de la constelación de Cetis, la Ballena. Su variabilidad fue descubierta en 1596 por David Fabricius, pero Hevelius se sintió tan atraído por ella que le dedicó un , que tituló Historia de la estrella maravillosa. Realmente lo es; el brillo de Mira disminuye hasta la magnitud 11, invisible a ojo desnudo y sólo observable con telescopio como un débil punto de luz, pero al cabo de un tiempo su gigantesca máquina nuclear la hincha vertiginosamente y se convierte en una estrella de segunda magnitud, alcanzando un brillo notable, similar al de la estrella polar. Por eso, cuando está en la inferior del ciclo, Mira no puede verse sin ayuda óptica, pero después surge entre las demás estrellas de su constelación, como si se hubiera encendido de repente.

de Mira obtenida con el Telescopio Espacial HubbleHubble“

Mira pertenece a la clase espectral M, la misma que Antares y Betelgeuse. Las tres son estrellas muy frías en comparación con el Sol, ya que su temperatura es del orden de los 3000 grados. Sin embargo, Mira, Betelgeuse y Antares son decenas de miles de veces más luminosas que el Sol, puesto que figuran entre las estrellas más grandes conocidas, alcanzando diámetros de unos ochocientos millones de kilómetros, equivalentes a la distancia a la que se halla Júpiter del Sol. Estas tres gigantes, sin embargo, comparten sus atributos relativos a la clase espectral con las estrellas representativas del polo opuesto: las enanas rojas, como la estrella de Barnard y Próxima Centauri. Todas se muestran ante nosotros con el bello color rojizo, pero la gigante Betelgeuse es una estrella inestable a la que los astrónomos consideran una de las mejores candidatas de la Vía Láctea para estallar en cualquier momento en de supernova; puede ocurrir mañana o dentro de mil años, pero Betelgeuse está destinada a un final cataclísmico que se observará alguna vez. En cambio Barnard y Próxima, dos diminutos soles rojos, viven en la eternidad, al ser tan frías y pequeñas podrían permanecer en sus actuales en torno a doscientos mil millones de años, de acuerdo con la teoría aceptada de la evolución estelar para este de bajo consumo de material nuclear.

      El grupo de estrellas gigantes Pismis 24-1 (CSIC).

Mucho de que Russell descubriera la estrella carmesí y Johannes Hevelius quedara fascinado por Mira, la estrella maravillosa, los astrónomos árabes se fijaron en una estrella de la constelación de Perseo que cambiaba de brillo cada tres días, con una pauta muy regular y acentuada. Los árabes escribieron una de las escasas páginas destacadas de la astronomía medieval, paliando de alguna manera la decadencia que sufrió esta ciencia en ese período en Europa y el Mediterráneo en el periodo comprendido Ptolomeo y Copérnico, que duró un milenio y medio.

Eta Carinae, un monstruo arrojando material al espacio interestelar vía de escape y regular su estabilidad que, debido a sus es muy precaria. Es la criatura más prodigiosa de la Vía Láctea: una súper estrella azul que brilla como cinco millones de soles juntos. Es tan grande que, si estuviera en el centro de nuestro Sistema Solar, sus bordes tocarían la órbita de Júpiter.

Bueno, hablar aquí de las estrellas que conocemos bien y de sus historias resulta entretenido y nos enseña un poco de la Historia estelar en objetos individuales y determinados que, por una u otra razón tienen destacadas razones que los astrónomos se fijaran en ellos. Alguno de estos días, tendremos que hablar de Eta Carinae (arriba), otra variable irregular hipergigante, que llegó a ser la segunda estrella más brillante del cielo. Es una variable azul luminosa con magnitud absoluta de -10, y es clasificada oficialmente como una estrella S Doradus. Se encuentra dentro de un cúmulo de estrellas masivas y una masa estimada en 100 masas solares, es probablemente la estrella más masiva de la Galaxia. El único espectro visible es el de la Nebulosa del Homúnculo que la rodea. Eta Carinae es una intensa fuente infrarroja y su pérdida de masa (alrededor de 0,1 masas solares por año) asociadas energías próximas a las de algunas supernovas y, teniéndola a unos 8000 años-luz, lo mejor será estar vigilante, ya que, aunque son distancias inmensas…Nunca se sabe lo que un monstruo de ese calibre nos podría enviar.

Estrellas fijas:

Expresión arcaica el de estrellas en general, con el fin de distinguirlas de los planetas que eran conocidos estrellas errantes. En la actualidad, el término se aplica a las estrellas sin movimiento propio detectable.

rica en metales:

Estrellas con una alta proporción de elementos pesados como calcio, hierro y titanio. Son miembros de la Población I, y se encuentran en el y en los brazos espirales de nuestra Galaxia.

reloj:

Brillante estrella situada en la región ecuatorial del cielo con ascensión recta muy bien conocida, determinar el de los relojes empleados para medir tránsitos en el meridiano.

Estrella simbiótica:

Estrella (en muchos casos una cataclísmica) que presenta líneas espectrales a temperaturas muy diferentes, como las típicas de una gigante roja de tardío o supergigante (3000K) y las de una estrella enana B (20 000 K). Dichas características indican que la estrella es una binaria interaccionante.

Estrellas de Neutrones:

Estrellas que se forman a partir de estrellas amasivas (2-3 masas solares) cuando al final de sus vidas, agotado el combustible nuclear de fusión, quedan a merced de la Gravedad que no se ve frenada por la fusión nuclear, y, en ese , la comienza a contraerse su propio peso, de tal que, los protones y electrones  se funden y se convierten en neutrones que, al verse comprimidos tan violentamente, y, no pudiendo permitirlo por el principio de esclusión de Pauli, se degeneran y y hacen frente a la fuerza gravitatoria, consiguiendo así el equilibrio de lo que conocemos estrella de nweutrones de intensom electromagnético y rápida rotación.

Estos objetos, después de los Agujeros Negros, son los más densos que se conocen en el Universo, y, su masa podría pesar 10¹⁷ Kg/m^3.

La estrella de Quarks

Es hipotética, aún no se ha observado ninguna , se cree que pueden estar por ahí, y, si es así, serían mucho más densas que las de neutrones, ya que, ni la degeneración de los neutrones podría parar la Fuerza de la Gravedad.

Enana Blanca

Nuestro Sol es de de estrellas y, tampoco su densidad se queda corta, ya que, alcanzan 5 x 10⁸ Kg/m³. Aquí, cuando la estrella implosiona y comienza a comprimirse bajo su propio peso por la fuerza de Gravedad, ocurrió con la estrella de Neutrones, aparece el Principio de Exclusión de Pauli, el cual postula que los fermiones (los electrones son fermiones) no pueden ocupar el mismo lugar estando en posesión del mismo cuántico, y, siendo así, se degeneran y que, la compresión de la estrella por la Gravedad se frene y vuelve el equilibrio que la convierte en estrellas enana blanca.

El fenómeno de convertirse en enana blanca ocurre cuando la estrella original una mása máxima posible de 1,44 masas solares, el límite de Shandrashekar, si fuera mayor se convertiría en estrella de neutrones. Y, siendo mayor la masa de 3-4 masas solares, su destino sería un agujero negro.

La variedad de Nebulosas Planetarias es enorme, y, cada una de ellas tiene sus propias características. Nuestro Sol podría ser cualquiera de ellas, y, al final de su vida, después de la etapa de Gigante Roja en la que su óbita aumentará hasta engullirse a Mercurio, a Venus y a la propia Tierra, comenzará a contraerse convertirse en una de ellas y, lo que fué el Sol, se quedará reducido a ese puntito blanco y denso que vemos en el centro de la Nebulosa de abajo.

Está claro que la lección de hoy sobre las estrellas es insuficiente y de que existen muchas más clases de estrellas que aquí no han sido nombradas pero, es tanta la diversidad y tan enorme la gama de peculiaridades de todas las estrellas del cielo que, exponerlas aquí todas sería imposible. Además, y, como muy bien nos dijo Nelson hace unos días, lugar es para aficionados que, en amable tertulia puedan desahogar sus pasiones por la Astronomía y los objetos del cielo, exponer sus propias ideas e intercambiar pareceres que, de esa manera, siempre dentro de los parámetros del bien estar, aprenderemos los unos de los otros y, todos, nos enriqueceremos.

emilio silvera