RADIO KOSMOS CHILE

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11/17/2014

 
Estructuras del universo
Manual canónico sobre el origen y constitución del cosmos.


THE COSMOS. ASTRONOMY IN THE NEW MILLENIUM
Por Jay M. Pasachoff y Alex Filippenko. Cambridge University Press, Cambridge, 2014.


El estudio de los orígenes, sean de la vida, del hombre, del planeta, de la galaxia o del universo entero responde a una inquietud que atraviesa los siglos. De una forma u otra, todos esos temas hallan explicación última en la astronomía, la ciencia sobre un universo que, de acuerdo con el modelo cosmológico estándar, inició su andadura en el instante de la gran explosión (big bang), hace unos 10.000 millones de años. En los primeros 10-30 segundos, el espacio se expandió con celeridad superior a la velocidad de la luz. Esa «inflación» alisó el espacio y magnificó las sutiles fluctuaciones cuánticas de la densidad de la sopa caliente primordial de materia y energía. Fluctuaciones que, andando el tiempo, desencadenaron la formación de galaxias y dejaron ligeras variaciones en la temperatura de la radiación cósmica del fondo de microondas, clave esta para deducir la composición del universo.

De la exploración de la mayoría de los planetas del sistema solar hemos cosechado una diversidad variopinta de suelos y lunas. Se nos han revelado planetas en órbita alrededor de otras estrellas, asentando nuestra esperanza de que pueda existir vida en ellos. Hemos resuelto muchos misterios en torno al nacimiento y muerte estelar. Entre otras cosas comprendemos la génesis, en el interior de las estrellas, de los elementos de nuestro cuerpo, como el oxígeno o el calcio. Con el Telescopio Espacial Hubble, con el Observatorio Chandra de rayos X y con el Telescopio Espacial Spitzer hemos examinado galaxias al poco de nacer, lo que aportó claves importantes sobre el origen y evolución de nuestra Vía Láctea.

Se ha construido una constelación de grandes telescopios en la cima de las montañas. Docenas de radiotelescopios exploran su región del espectro a una finísima resolución. Y están en proyecto modelos todavía más potentes, como el Telescopio de Treinta Metros, el Telescopio Gigante de Magallanes y el Telescopio Europeo Extremadamente Grande, para investigar en el óptico y el infrarrojo. El Telescopio Espacial Hubble, puesto al día con nuevas cámaras, envía datos de interpretación sugestiva al tiempo que los observatorios espaciales transmiten imágenes realizadas con rayos gamma, con rayos X y con radiación infrarroja. Nuestras ideas sobre el sistema solar fueron tomando cuerpo mucho antes de la invención del telescopio. La antigüedad clásica conoció hasta cinco planetas: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno.

Disponemos de un parámetro fundamental en astronomía: la luz, que viaja a una velocidad finita, de 300.000 kilómetros por segundo. Si algo sucede muy lejanamente, tardaremos en percibirlo. La luz procedente de nuestra Luna tarda 1,3 segundos en llegar hasta nosotros; la procedente del Sol unos 8 minutos, la que viene de la otra estrella más cercana unos 4 años (decimos que está a 4 años luz). El universo es tan inmenso, que, cuando recibimos luz o radioondas de un objeto a través de la Vía Láctea, estamos contemplando lo que aconteció hace decenas de miles de años.

Aun cuando no podemos alcanzar una estrella sí podemos examinar su luz; de su estudio deducimos la temperatura (a partir del color) y elementos químicos que hay en la proximidad de su superficie (a partir de sus líneas espectrales). El estudio de la luz de una estrella nos revela la velocidad con que se mueve con respecto a nosotros, si acercándose o alejándose. En realidad, la técnica se aplica a todo tipo de objetos, incluidos los planetas. El efecto que el movimiento ejerce sobre las ondas se conoce por efecto Doppler, en honor de Christian Doppler. Se da en todo tipo de ondas (sonoras, lumínicas, etcétera). Cuando un objeto se aproxima, las ondas que percibimos se van acortando; cuando se aleja, se van alargando. Las longitudes de onda se desplazan hacia el azul del espectro cuando los objetos se van acercando y hacia el rojo cuando se van distanciando.

Los planetas parecen derivar lentamente en una dirección, de oeste a este, con respecto al fondo de estrellas. Ese movimiento unidireccional se denomina movimiento progrado. Cuando el planeta se mueve en sentido contrario, hacia atrás, se habla de movimiento retrógrado. Aristóteles creía que la Tierra era el centro del universo; en su opinión, el Sol y las estrellas giraban alrededor de la Tierra. Ideó un sistema cosmológico constituido por 55 esferas concéntricas. El movimiento natural de cada esfera era el de rotación. Los planetas iban a lomos de alguna de esas esferas. Los movimientos de unas esferas repercutían en el de otras. Admitía una suerte de movimiento retrógrado. La última esfera era la de las estrellas fijas.

En torno al 140 d.C., Claudio Ptolomeo presentó una teoría detallada del universo que explicaba el movimiento retrógrado: los planetas viajarían en círculos pequeños que se movían sobre círculos mayores de las órbitas de los planetas. Los círculos pequeños se llaman epiciclos; los grandes, deferentes. Igual que el aristotélico, su modelo era geocéntrico.

Debemos a Nicolás Copérnico, astrónomo polaco del siglo XVI, la concepción actual del sistema solar y del universo. Copérnico sugería una teoría heliocéntrica, postulada dieciocho siglos antes por Aristarco de Samos y desarrollada por Johannes Kepler. De acuerdo con la primera ley de Kepler, formulada en 1609, los planetas, en su órbita alrededor del Sol, dibujan una elipse con el astro en uno de los focos. El otro foco se halla vacío. A tenor de la segunda ley kepleriana, o de las áreas, la línea que une el Sol con un planeta barre áreas iguales en tiempos iguales. Por fin, la tercera ley de Kepler aborda el tiempo que invierte un planeta en girar alrededor del Sol, o período de revolución. Establece que el cuadrado del período de revolución es proporcional al cubo del eje semimayor de la elipse. (Una aplicación terrestre de la tercera ley de Kepler corresponde a los satélites geoestacionarios.)

Galileo Galilei, quien se adhirió al sistema heliocéntrico en los años noventa del siglo XVI, construyó su propio telescopio. Reparó en que las pautas luminosas y sombrías de la Luna indicaban la presencia de cráteres. Describió también montañas y «mares». En 1612 descubrió las manchas solares, una prueba adicional de que los objetos celestes no eran perfectos. Con unas lentes de no más de 20 o 30 aumentos revolucionó nuestra visión del cosmos. Al apuntar a Júpiter, lo que hasta entonces era un mero punto de luz se transformó en un disco, con cuatro lunas a su alrededor. Estaba claro que había cuerpos del sistema solar que no giraban en torno a la Tierra.

Hacia finales del siglo XVII, Isaac Newton sustituyó las lentes por espejos (que no sufren la aberración cromática). Le siguieron, mediado el siglo XIX, telescopios reflectores cada vez más potentes. Kepler llegó a sus leyes por ensayo y error. Newton aportó la doctrina física que explicaba la existencia de tales leyes. Descubrió la descomposición de la luz visible en espectro de colores, para volver luego a recombinarse en luz blanca. Pero más importante aún fue su trabajo sobre el movimiento (ley de inercia, de aceleración y de acción y reacción) y sobre la gravitación, que expuso en los Principia, publicados en 1687.

El vecino inmediato a la Tierra es su satélite. Se halla a unos 380.000 kilómetros. Su superficie está moteada de cráteres. Posee zonas suaves y oscuras (los mares). En superficie, la gravedad de la Luna es un sexto de la que experimentamos en la Tierra. Tan ligera es esa gravedad que cualquier atmósfera y cualquier agua que pudiera haber alojado se escaparían al espacio. La Luna gira sobre su eje, a la misma velocidad que evoluciona en torno a la Tierra, por lo que muestra siempre la misma cara en nuestra dirección.

El planeta más próximo a la Tierra es Venus, con una temperatura uniforme de 735 grados Kelvin, donde no parece que pueda medrar la vida. Allende Venus encontramos a Mercurio, cuya cercanía al Sol explica la temperatura de su atmósfera: las partículas de gas se mueven con una rapidez tal, que la atracción gravitatoria del planeta, muy débil, difícilmente podría retenerlas de forma permanente. Mercurio, Venus, la Tierra y Marte comparten muchos rasgos. Son pequeños y poseen una superficie rocosa, rodeada por una atmósfera fina y transparente. Marte es solo un 53 por ciento del diámetro de la Tierra y posee un 10 por ciento de su masa. La atmósfera es mucho más tenue que la de la Tierra, demasiado fina para que los humanos puedan respirar en ella.

Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno integran el grupo de los planetas gigantes. Poseen mayor masa y menor densidad que los interiores, de cuya estructura interna difieren también. Todos los planetas gigantes presentan una atmósfera casi enteramente de hidrógeno y helio. El pequeño porcentaje de elementos más pesados es mayor en Urano y Neptuno que en Júpiter y Saturno. El tamaño de los planetas gigantes del sistema solar oscila entre cuatro y 11 veces el diámetro de la Tierra. Júpiter es el mayor. Cuatro de sus numerosas lunas, muy brillantes, fueron descubiertas ya por Galileo. Saturno es famoso por sus hermosos anillos, que se extienden en su plano ecuatorial y están inclinados con respecto a la órbita del planeta. Hoy sabemos que todos los planetas gigantes presentan anillos.

Plutón posee un diámetro de 2300 kilómetros, solo el 20 por ciento del terrestre. Aceptado como planeta desde 1930 hasta 2006, se ha desgajado del grupo. Comparado con los ocho oficiales, su órbita elíptica es la que más se aleja de la circularidad; resulta tan excéntrica, que cae, en parte, dentro de la órbita de Neptuno. Además de los planetas y sus lunas, hay otros muchos objetos de la familia del Sol. Los más espectaculares, vistos desde la Tierra, son los cometas, que encierran valiosa información sobre el origen del sistema solar. Súmense los asteroides, que son planetas menores, junto con bloques de rocas conocidos por meteroides. Más allá de la órbita de Neptuno encontramos una población de objetos helados con un diámetro de escasos kilómetros. Forman el cinturón de Kuiper.

Decisivo para la existencia del hombre, el Sol constituye la fuente de luz y calor de la Tierra. Vemos del Sol la fotosfera, de gas brillante, con una temperatura de 5800 kelvins. Sus propiedades son las típicas de una estrella, con un 92 por ciento de los átomos y núcleos de la parte externa formado por hidrógeno y un 8 por ciento por helio. La fotosfera solar y sus aledaños inmediatos exhiben una variedad de fenómenos: manchas solares, fulgores, eyecciones de masa coronal, filamentos, prominencias, etcétera. Allende la fotosfera se encuentra el interior solar, en cuyo núcleo se genera toda la energía, donde reina una temperatura de 15.000.000 kelvins.

Aun cuando brillan durante largo tiempo, las estrellas no son eternas. Terminan por morir. Cuanto mayor masa poseen, más breve resulta su estancia en la secuencia principal. Una estrella como el Sol no es especialmente masiva y puede permanecer en la secuencia principal durante miles de millones de años. En su muerte, atraviesa las fases de gigante roja, nebulosa planetaria y enana blanca. Las fuerzas peculiares de la presión de degeneración de electrones y neutrones (un efecto de la física cuántica) explican la muerte estelar. El caso más extraño se produce en la muerte de estrellas dotadas de mayor masa, que contenían un centenar de masas solares cuando se hallaban en la secuencia principal. Una vez que atraviesan la fase de explosión de supernova, el núcleo podría seguir contando con dos o tres masas solares.

No hay nada en el universo que pueda mantener la masa remanente contra la fuerza de la gravedad. Y, por tanto, cae en colapso. El resultado es un agujero negro, en el que la materia desaparece del contacto con el resto del universo. La gravedad es la fuerza dominante que conforma la estructura y evolución del universo. Los agujeros negros aportan un laboratorio para contrastar las predicciones más extremas de la teoría general de la relatividad de Einstein, la herramienta más sólida que poseemos para describir la gravedad.

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