Vida de una estrella
Una estrella comienza la vida como una masa de gas, relativamente fría y grande, parte de una nebulosa como la gran nebulosa de Orión (izquierda). Como la gravedad hace que se contraiga el gas, su temperatura aumenta, haciéndose tan elevada que provoca una reacción nuclear en sus átomos. El brillo de una estrella de secuencia principal (centro) se debe a la energía producida en la fusión de los núcleos de hidrógeno para formar núcleos de helio. Se cree que la fase de secuencia principal de una estrella de tamaño medio dura 10.000 millones de años (se considera que nuestro sol tiene 5.000 millones de años). Finalmente el suministro de energía se acaba. Las estrellas del tamaño del Sol acaban su vida como enanas blancas, que son extremadamente pequeñas, densas y cálidas. Las estrellas mayores acaban en explosiones espectaculares llamadas supernovas, causadas por el choque violento de las estrellas. (A la derecha, una supernova en la Gran Nube de Magallanes). La estrella que muere emite en pocos segundos más energía que el Sol en millones de años.
Astrofísica, rama de la astronomía que busca la comprensión del nacimiento, evolución y destino final de los objetos y sistemas celestes, basándose en las leyes físicas que los rigen. En cada objeto o sistema estudiado los astrofísicos observan las radiaciones electromagnéticas emitidas en todo el espectro y las variaciones de estas emisiones a través del tiempo (véase Espectroscopia). Esta información se interpreta después con ayuda de modelos teóricos. Se trata de explicar con cada uno de estos modelos los mecanismos por los que se genera la radiación dentro o cerca de cada objeto, y cómo esa radiación es emitida después por el objeto. Las medidas de radiación se utilizan para valorar la distribución y condiciones de la energía de los átomos, así como los distintos tipos de átomos que componen el objeto. La temperatura y presión del objeto se pueden calcular, a continuación, utilizando las leyes de la termodinámica.
Los modelos de los objetos celestes en equilibro se basan en el equilibrio entre las fuerzas ejercidas sobre los objetos y dentro de ellos. Los cataclismos se interpretan como modelos en los que dichas fuerzas están desequilibradas.
| EL ESTUDIO DE LAS ESTRELLAS |
Las estrellas están entre los objetos celestes mejor comprendidos. Como la luz de una estrella se dispersa en su espectro, las intensidades relativas a diferentes longitudes de onda aportan una información importante sobre el astro. La temperatura de la superficie se puede calcular con las leyes de la radiación térmica.
Si se conoce la distancia a una estrella se puede deducir su luminosidad sumando las intensidades observadas en todas las longitudes de onda. Su radio se obtiene, entonces, basándose en el hecho de que la luminosidad es el producto de la energía emitida por unidad de superficie (que depende de la temperatura de la superficie) y la superficie total.
Si el espectro de una estrella se estudia con métodos de alta resolución se pueden ver muchas líneas oscuras a determinadas longitudes de onda. Estas líneas se deben a la absorción de la luz de las capas más profundas por los átomos de las capas superiores, más frías. Los átomos presentes en la estrella se identifican comparando las líneas de absorción estelares con las producidas en el laboratorio por los gases conocidos; también se puede calcular la temperatura y la presión de la atmósfera, así como la abundancia relativa de elementos químicos. Véase Líneas de Fraunhofer.
La mayor parte de las estrellas se halla en una etapa de su vida conocida como la “secuencia principal”; en esta etapa, la luminosidad y la temperatura aumentan con la masa. Algunas estrellas son más brillantes y por tanto mayores que las de la secuencia principal de la misma temperatura: son las llamadas estrellas gigantes rojas. Muchas estrellas son más débiles y por tanto más pequeñas que las de la secuencia principal de la misma temperatura, como las enanas blancas (un 1% del diámetro del Sol) y las estrellas de neutrones (0,001% del diámetro del Sol).
Los modelos teóricos de los interiores estelares se han calculado basándose en la teoría del equilibrio existente entre la fuerza de gravedad, que contribuye al colapso de la estrella, y la presión de los gases recalentados que tienden a la expansión. Las altas temperaturas estelares también impulsan una corriente de calor desde el interior al exterior de la estrella. Para que la estrella esté en equilibrio, esta pérdida de calor tiene que compensarse con la energía que se libera en las reacciones nucleares internas. A medida que se acaban los diferentes combustibles nucleares, la estrella evoluciona lentamente, y el núcleo se contrae hasta densidades cada vez mayores.
En las estrellas de poca masa este proceso termina con la expulsión suave de las capas exteriores formando una nebulosa planetaria; el núcleo se enfría entonces hasta formar una enana blanca. Las estrellas de mayor masa se hacen inestables; a medida que evolucionan, este núcleo se colapsa repentinamente y forma una estrella de neutrones o un agujero negro, y la energía así liberada expulsa las capas exteriores a gran velocidad, en una espectacular explosión llamada supernova.
| EL ESTUDIO DE LAS GALAXIAS |
Las galaxias son sistemas gigantes de estrellas que se encuentran a grandes distancias unos de otros. Las galaxias contienen, también, materia interestelar en forma de gas difuso y partículas de polvo atravesadas por débiles campos magnéticos en los que se encuentran atrapadas partículas energéticas electrizadas llamadas rayos cósmicos.
Las galaxias elípticas tienen forma esferoidal y muy poca materia interestelar; las galaxias espirales son discos giratorios muy achatados compuestos de materia interestelar, y contienen un gran número de estrellas masivas, así como de estrellas con menos masa también comunes a las galaxias elípticas. La materia del disco forma habitualmente dos brazos en espiral.
En el núcleo de algunas galaxias, fuentes de partículas rápidas (partículas cuyas velocidades se aproximan a las de la luz) emiten ondas de radio y rayos X, así como luz visible; por ello se las denomina galaxias activas. Este fenómeno se observa tanto en las galaxias elípticas como en las espirales; los objetos llamados quasares parece que también desarrollan esta actividad de manera extrema, con una luminosidad que llega a ser 100 veces la de todas las demás estrellas de la galaxia (véase Radioastronomía).
Los modelos teóricos de galaxias se basan en el intercambio de materia y energía entre estrellas y el material interestelar. Cuando se formaron, las galaxias constaban sólo de gas, y en una segunda fase las estrellas nacieron, y siguen naciendo, de este gas. Cuando se produce una supernova entre estas estrellas, se expulsa al espacio una materia rica en elementos pesados. De este modo, la materia interestelar se va enriqueciendo con elementos pesados, que después llegan a ser parte de nuevas generaciones de estrellas. En las galaxias elípticas el proceso se completa del todo, y queda muy poca materia interestelar. En las espirales, sin embargo, hay más materia interestelar; en estas galaxias el porcentaje de formación de estrellas es superior en los brazos de la espiral que en el núcleo. En apariencia, las ondas de densidad espiral comprimen la materia interestelar formando nubes oscuras que después se colapsan formando nuevas estrellas.
| EL ESTUDIO DEL UNIVERSO |
La cosmología busca la comprensión de la estructura del Universo. Las modernas concepciones cosmológicas se basan en el descubrimiento, hecho por el astrónomo estadounidense Edwin Hubble en 1929, de que todas las galaxias se alejan unas de otras a velocidades proporcionales a sus distancias. En 1922, el astrónomo ruso Alexandr Friedmann señaló que el Universo tiene, por término medio, la misma densidad de materia en todas partes. Utilizando la teoría de la relatividad general de Albert Einstein para calcular los efectos gravitacionales, mostró que un sistema de estas características tuvo que originarse en una singularidad de densidad ilimitada (el Big Bang o Gran Explosión) y que se expandió a partir de ese estado en la forma exacta en que después lo observó Hubble. Muchos astrónomos interpretan hoy sus datos desde el punto de vista del modelo del Big Bang, que a principios de la década de 1980 se perfeccionó aún más con la llamada teoría inflacionaria, intento de explicar las condiciones que llevaron al Big Bang. El descubrimiento en 1965 de la radiación de fondo de microondas, un débil resplandor de microondas, casi idénticas, en todas las direcciones, respondió a la predicción del modelo del Big Bang según la cual la radiación creada en el mismo Big Bang seguiría presente en el Universo.
Hasta ahora, los teóricos no han podido establecer si el Universo continuará su expansión indefinidamente. El problema se centra en la masa que pudiera existir en el Universo, dado que las estimaciones actuales no concuerdan con otras predicciones de la teoría del Big Bang. De acuerdo con estas estimaciones, la gravitación es insuficiente para detener la expansión. Sin embargo, ciertos científicos apoyan el concepto de un universo oscilante, que requiere más masa que la que sostienen las estimaciones actuales. Éstos sugieren que la masa desaparecida está en los espacios intergalácticos o en los agujeros negros. Otra teoría sostiene que las partículas subatómicas llamadas neutrinos, presuntamente sin masa, sí tienen masa. El Universo está inundado de neutrinos, de forma que su masa total sumada podría bastar para mantener el proceso de expansión y contracción del Universo indefinidamente. Véase también Física.
