Vida en el Universo

OTROS MUNDOS.

El descubrimiento de planetas alrededor de otras estrellas ha constituido un paso más en la búsqueda de vida extraterrestre. Ofrecemos una síntesis de los últimos descubrimientos sobre la posibilidad de existencia, y sobre la búsqueda, de vida inteligente, desde los avances en biología en la Tierra hasta la investigación espacial en curso, tanto dentro, como fuera, del Sistema Solar. Finalmente se hacen algunas reflexiones sobre la posible existencia de inteligencia fuera de la Tierra.  OTROS SOLES Cuando las personas de comienzos del siglo xxi levantamos la mirada hacia el cielo nocturno contemplamos el mismo firmamento que nuestros antepasados, pero interpretamos este espectáculo de manera radicalmente diferente. Mirando la bóveda celeste, vemos las estrellas como otros soles, objetos parecidos a nuestro “astro rey”, muchos de ellos acompañados de planetas. Debemos ser conscientes del privilegio que supone poder adoptar este punto de vista. Durante la mayor parte de la historia de la humanidad, la bóveda celeste se ha considerado como una entidad física real, una superficie negra sólida lejana, de la que colgaban las estrellas que, no lo olvidemos, nadie consideraba parecidas al Sol, sino sencillos puntos de luz de dimensiones moderadas enganchadas a la bóveda celeste como si se tratara de farolas. Durante los últimos siglos, a partir de la revolución copernicana, se empezó a comprender que las estrellas están solas. Sólo han pasado unas décadas desde que se aclaró el origen de la energía estelar, y todavía no tiene diez años el descubrimiento efectivo de planetas alrededor de otras estrellas. Pasados unos cuantos siglos de especulación sobre la materia, finalmente podemos observar el firmamento nocturno con la seguridad absoluta (confirmada experimentalmente) de que la visión propuesta por Giordano Bruno sobre la pluralidad de mundos en el universo es cierta. La familia del Sol no constituye el únicolugar en el cosmos. La ciencia confiaba en que esta visión sería correcta, pero el hecho de que este descubrimiento fuese esperado no lo convierte en menos trascendental. NUESTRO LUGAR EN EL UNIVERSO La ciencia moderna ha ido poco a poco colocando la Tierra y el ser humano en la posición de irrelevancia absoluta que les corresponde en el contexto cósmico. Se trata del proceso que Sagan denomina “la cadena de las grandes degradaciones”. Copérnico nos apartó del centro del universo, y con su gesto inició un proceso que aún continúa. El Sol ha resultado ser uno más entre centenares de miles de millones de estrellas en la galaxia. Después se ha comprobado que la galaxia es una entre centenares de miles de millones de sistemas parecidos que podemos detectar en el universo observable. En el ámbito de la biología, el ser humano ha dejado de ser especial y se considera ahora como una especie resultado de un proceso evolutivo ciego, caótico, que nos ha llevado a dominar el planeta de manera meramente interina: ni hemos existido siempre, ni habrá humanos indefinidamente, ni somos el objetivo buscado por ninguna especie de “proyecto” universal. El reciente descubrimiento de planetas alrededor de otras estrellas prolonga la cadena de hechos conocidos que han ido haciendo la Tierra y la humanidad cada vez menos especiales a escala cósmica. Pero la culminación de la revolución copernicana no ha llegado todavía. Se producirá cuando la Tierra pierda la última característica que todavía la distingue y la hace especial entre todo lo conocido: la vida. Hoy en día son pocos los científicos que creen que la Tierra pueda ser el único refugio para la vida en un universo tan inmenso y rico. Ahora bien, ¿cuánto tiempo deberemos esperar hasta que se produzca de manera efectiva el descubrimiento de otro mundo habitado? Nadie lo sabe.  LA VIDA TAL Y COMO LA CONOCEMOS La vida tal y como la conocemos no es, ni de lejos, la vida tal y como la conocían hace tan solo unos cuantos años. Durante las últimas décadas hemos presenciado un cambio de paradigma en biología que ha afectado a conceptos que se consideraban bien establecidos. Si antes se creía que las condiciones requeridas para la vida eran muy restrictivas, en la actualidad se conocen seres vivos capaces de sobrevivir en ambientes extremadamente hostiles, sometidos a presiones aplastantes, a temperaturas que superan los 100 grados centígrados, o también bajo cero, en medios muy salinos, ambientes muy ácidos, recibiendo altas dosis de radiación... Todo este mundo nuevo de seres llamados extremófilos ha ensanchado el rango de condiciones aceptables para la vida. A esto se debe añadir el descubrimiento y estudio de ecosistemas completos que no dependen de la energía del Sol para su funcionamiento, sino de fuentes insospechadas, como el calor interno del planeta. Todas estas novedades abren perspectivas diferentes en relación con la definición de mundo habitable, y en lo concerniente a la búsqueda de vida extraterrestre. El universo está organizado de manera que la formación de estrellas, galaxias y planetas parece un proceso inevitable. La cuestión central que intenta responder la nueva disciplina de la astrobiología (dedicada al estudio de la vida en un contexto cósmico) consiste en aclarar si la aparición y desarrollo de la vida es también un acontecimiento inevitable, necesario dado el carácter de las leyes físicas, o si, contrariamente, los procesos biológicos constituyen una anomalía de probabilidad exigua. El copernicanismo nos mueve a pensar que no somos especiales, que en el universo, o incluso en la galaxia, debe haber muchas otras “Tierras”. Pero no lo sabemos. Todavía sería posible que, al fin y al cabo, la Tierra fuera un lugar especial. MARTE: LA CLAVE AL LADO DE NUESTRA CASA La geología y la biología han encontrado indicios de que la vida existía en la Tierra en épocas tan tempranas como hace 3.850 millones de años. La edad de la Tierra se estima en menos de 5.000 millones de años y, además, durante los primeros tiempos el ambiente era extremadamente hostil a causa del infernal ritmo de impactos a los que estaban sometidos todos los cuerpos del Sistema Solar. Sorprendentemente, llegamos a la conclusión de que los primeros indicios de vida en la Tierra coinciden con la época en la que el planeta comenzó a ser un lugar mínimamente estable y habitable. En otros términos: la vida surgió en la Tierra tan pronto como le fue posible; aprovechó la primera oportunidad. Este hecho plantea una incógnita muy importante: ¿la vida aparece siempre cuando se le presenta la primera, aunque mínima, oportunidad? O por el contrario, ¿es habitual que la vida tarde muchos millones de años en aparecer incluso en los lugares donde las condiciones son adecuadas? En este caso, la aparición de vida en la Tierra en épocas tan tempranas constituiría una excepción más que la norma. Marte es un planeta cercano a la Tierra, más pequeño y más alejado del Sol. No hay unanimidad sobre la habitabilidad actual de este planeta, aunque la mayoría de científicos opina que muy probablemente Marte es ahora un mundo muerto. Ahora bien, sabemos que en un pasado lejano, hace miles de millones de años, las condiciones ambientales de Marte eran muy diferentes, incluso acogedoras para la vida. Si efectivamente la vida, con carácter general, aprovecha toda oportunidad que se le ofrece, entonces Marte habría contado con una biosfera (más o menos desarrollada) en aquella época. Podría ser que el descubrimiento de vida extraterrestre fuera inminente: aunque se tratara simplemente de fósiles marcianos, o (con menos probabilidad) de microbios vivos, este descubrimiento significaría que es cierto que la vida aparece siempre que tiene ocasión. Entonces tendríamos razones sólidas para sospechar que el universo entero está lleno de vida. Si, por el contrario, se llegara a la conclusión que, aun presentando condiciones adecuadas, la vida no ha llegado a aparecer nunca en Marte, eso apuntaría hacia la dificultad del surgimiento de la vida. En ese caso, probablemente la vida es un fenómeno poco frecuente en el universo. Marte no ofrece el único banco de pruebas de estas características en nuestro entorno inmediato. Hay otros miembros del Sistema Solar con rasgos interesantes para la astrobiología, como el satélite de Júpiter denominado Europa (que podría tener océanos de agua salada líquida bajo la corteza helada) o el satélite de Saturno, Titán (dotado de una atmósfera compleja, descubierta por Josep Comas i Solà a inicios del siglo XX y donde tienen lugar procesos químicos que recuerdan a los que tuvieron lugar en la Tierra primitiva). En consecuencia, la exploración del Sistema Solar para buscar indicios de vida presente o pasada se muestra fundamental para nuestro conocimiento de las probabilidades de vida en todo el universo.  VIDA EN LA GALAXIA Debemos contar con la posibilidad de que ninguna de las misiones espaciales proyectadas para el futuro previsible encuentren indicios de vida en ningún otro lugar del Sistema Solar. Aunque eso reduciría las esperanzas de encontrar vida en otros sitios del universo, sería inevitable dirigir la mirada hacia las estrellas que acompañan al Sol en la galaxia para buscar mundos habitables y, quizá, habitados, a su alrededor. En realidad, la exploración astrobiológica del Sistema Solar y el estudio de la habitabilidad de otros sistemas estelares no son líneas de trabajo incompatibles, sino complementarias, y, de hecho, ya están en preparación algunos proyectos que permitirán identificar en la galaxia otros planetas habitables. Aplicando medios técnicos de vanguardia, misiones espaciales como Eddington, Kepler o Darwin podrían proporcionarnos los primeros ejemplos de planetas parecidos a la Tierra, durante las décadas próximas. Aun así, una cosa es encontrar planetas adecuados o habitables y otra muy diferente identificar si efectivamente hay vida allí. Los planetas parecidos a la Tierra son muy pequeños y quedan escondidos por el brillo de sus estrellas centrales, lo que hará muy difícil encontrarlos y, todavía más, estudiarlos detalladamente. La astronomía actual está poniendo a punto los instrumentos necesarios, con la esperanza de que el tiempo requerido para el descubrimiento de otro mundo habitado no sea de siglos, sino mucho más corto.  VIDA INTELIGENTE EN EL UNIVERSO Al considerar la posible existencia de vida extraterrestre, no podemos evitar preguntarnos si la inteligencia podría haber surgido también en otros mundos. A veces, llegando a este punto se hace el chiste fácil (que no comparto) de afirmar que todavía falta demostrar la existencia de vida inteligente en la Tierra. Ahora bien, la vida ha ido desarrollándose en la Tierra durante los más de tres mil millones de años iniciales sin alcanzar el grado de complejidad característico de los animales superiores. Durante la inmensa mayor parte de su historia, la vida terrestre ha consistido solamente en microbios marinos muy interesantes, pero con los que habría sido bastante aburrido mantener una conversación. Los animales superiores que tan normales nos parecen cuentan menos de seiscientos millones de años de historia. Y la conciencia tiene un historial infinitamente más corto. Antes planteábamos la duda de si la vida aparece siempre que tiene ocasión, o sea, si la vida se puede considerar un imperativo cósmico. No es necesario plantearse la misma pregunta en lo concerniente a la inteligencia: sabemos, porque conocemos el ejemplo de la Tierra, que la aparición de la inteligencia no es un imperativo biológico desde un punto de vista evolutivo. Es posible que el número de planetas habitados en la galaxia sea de millones, pero que los habitantes sean sin excepción seres unicelulares o, a veces, animales y plantas inferiores. Si la inteligencia ofreciera ventajas adaptativas obvias, no habría tardado tanto en aparecer en la Tierra. No son pocos los biólogos que consideran la inteligencia un accidente evolutivo. Si pudiéramos hacer retroceder el tiempo para reiniciar la serie de procesos aleatorios que constituyen la historia de la vida de nuestro planeta, seguro que el resultado final sería muy diferente, y probablemente no habría nadie haciéndose preguntas sobre el sentido de la existencia. Habría que añadir que la inteligencia tampoco implica automáticamente la capacidad de establecer comunicación interestelar, porque para hacerlo hay que desarrollar tecnología, y solamente una especie en la Tierra (entre las diversas con un cierto grado de inteligencia que hay, o que ha habido) ha adquirido esta habilidad. Todavía falta demostrar, además, que la tecnología necesaria para la comunicación interestelar no nos pueda conducir también a la extinción en forma de guerra atómica, catástrofe climática, envenenamiento químico por dioxinas o envenenamiento mental por telebasura. En conclusión, parece justificado un cierto escepticismo a la hora de evaluar las posibilidades de que “allá afuera” haya alguien inteligente con quien hablar. No obstante, las incógnitas involucradas son tan enormes que esta argumentación podría ser errónea. La prudencia, pues, convierte en razonable una aproximación empírica a la cuestión de la comunicación con inteligencias extraterrestres en forma de búsquedas sistemáticas de radioseñales artificiales (los llamados programas SETI): aunque fuera verdad que las probabilidades de éxito sean reducidas, también es cierto que el premio que se puede ganar sería inmenso y, como se acostumbra a recordar en estos casos, si no se llevan a cabo este tipo de investigaciones, entonces las probabilidades de éxito se vuelven sencillamente cero.

Las estrellas.

LAS ESTRELLAS EN EL UNIVERSO 

Las estrellas son masas de gases, principalmente hidrógeno y helio, que emiten luz. Se encuentran a temperaturas muy elevadas. En su interior hay reacciones nucleares.

El Sol es una estrella. Vemos las estrellas, excepto el Sol, como puntos luminosos muy pequeños, y sólo de noche, porque están a enormes distancias de nosotros. Parecen estar fijas, manteniendo la misma posición relativa en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios de posición se perciben sólo a través de los siglos.

El número de estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha calculado en unas 8.000, la mitad en cada hemisferio. Durante la noche no se pueden ver más de 2.000 al mismo tiempo, el resto quedan ocultas por la neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte, y la pálida luz del cielo.

Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea, la galaxia a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones.

Como nuestro Sol, una estrella típica tiene una superficie visible llamada fotosfera, una atmósfera llena de gases calientes y, por encima de ellas, una corona más difusa y una corriente de partículas denominada viento estelar. Las áreas más frías de la fotosfera, que en el Sol se llaman manchas solares, probablemente se encuentren en otras estrellas comunes. Esto se ha podido comprobar en algunas grandes estrellas próximas mediante interferometría.

La estructura interna de las estrellas no se puede observar de forma directa, pero hay estudios que indican corrientes de convección y una densidad y una temperatura que aumentan hasta alcanzar el núcleo, donde tienen lugar reacciones termonucleares.

Las estrellas se componen sobre todo de hidrógeno y helio, con cantidad variable de elementos más pesados.

CLASIFICACION DE LAS ESTRELLAS 

El estudio fotográfico de los espectros estelares lo inició en 1885 el astrónomo Edward Pickering en el observatorio del Harvard College y lo concluyó su colega Annie J. Cannon. Esta investigación condujo al descubrimiento de que los espectros de las estrella están dispuestos en una secuencia continua según la intensidad de ciertas líneas de absorción. Las observaciones proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y de sus grados de desarrollo.

Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B, A, F, G, K y M, permiten una clasificación completa de todos los tipos de estrellas. Los subíndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase.

Clase O: Líneas del helio, el oxígeno y el nitrógeno, además de las del hidrógeno. Comprende estrellas muy calientes, e incluye tanto las que muestran espectros de línea brillante del hidrógeno y el helio como las que muestran líneas oscuras de los mismos elementos.

Clase B: Líneas del helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidecen progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas del hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está representado por la estrella Epsilon Orionis.

Clase A: Comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es Sirio.

Clase F: En este grupo destacan las llamadas líneas H y K del calcio y las líneas características del hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es Delta Aquilae.

Clase G: Comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio y líneas del hidrógeno menos fuertes. También están presentes los espectros de muchos metales, en especial el del hierro. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina "estrellas de tipo solar".

Clase K: Estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y otras que indican la presencia de otros metales. Este grupo está tipificado por Arturo.

Clase M; Espectros dominados por bandas que indican la presencia de óxidos metálicos, sobre todo las del óxido de titanio. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse es típica de este grupo.

Las estrellas más grandes que se conocen son las supergigantes, con diámetros unas 400 veces mayores que el del Sol, en tanto que las estrellas conocidas como "enanas blancas" pueden tener diámetros de sólo una centésima del Sol. Sin embargo, las estrellas gigantes suelen ser difusas y pueden tener una masa apenas unas 40 veces mayor que la del Sol, mientras que las enanas blancas son muy densas a pesar de su pequeño tamaño.

Puede haber estrellas con una masa 1.000 veces mayor que la del Sol y, a escala menor, bolas de gas caliente demasiado pequeñas para desencadenar reacciones nucleares. Un objeto que puede ser de este tipo (una enana marrón) fue observado por primera vez en 1987, y desde entonces se han detectado otros.

El brillo de las estrellas se describe en términos de magnitud. Las estrellas más brillantes pueden ser hasta 1.000.000 de veces más brillantes que el Sol; las enanas blancas son unas 1.000 veces menos brillantes.

Las clases establecidas por Annie Jump Cannon se identifican con colores:

- Color azul, como la estrella I Cephei
- Color blanco-azul, como la estrella Spica
- Color blanco, como la estrella Vega
- Color blanco-amarillo, como la estrella Proción
- Color amarillo, como el Sol
- Color naranja, como Arcturus
- Color rojo, como la estrella Betelgeuse.

A menudo las estrellas se nombran usando la referencia a su tamaño y a su color: enanas blancas, gigantes rojas...

EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS.

Las estrellas evolucionan durante millones de años. Nacen cuando se acumula una gran cantidad de materia en un lugar del espacio. Se comprime y se calienta hasta que empieza una reacción nuclear, que consume la materia, convirtiéndola en energía. Las estrellas pequeñas la gastan lentamente y duran más que las grandes.

Las teorías sobre la evolución de las estrellas se basan en pruebas obtenidas de estudios de los espectros relacionados con la luminosidad. Las observaciones demuestran que muchas estrellas se pueden clasificar en una secuencia regular en la que las más brillantes son las más calientes y las más pequeñas, las más frías.

Esta serie de estrellas forma una banda conocida como la secuencia principal en el diagrama temperatura-luminosidad conocido como diagrama Hertzsprung-Russell. Otros grupos de estrellas que aparecen en el diagrama incluyen a las estrellas gigantes y enanas antes mencionadas.

La vida de una estrella

El ciclo de vida de una estrella empieza como una gran masa de gas relativamente fría. La contracción del gas eleva la temperatura hasta que el interior de la estrella alcanza 1.000.000 °C. En este punto tienen lugar reacciones nucleares, cuyo resultado es que los núcleos de los átomos de hidrógeno se combinan con los de deuteriopara formar núcleos de helio. Esta reacción libera grandes cantidades de energía, y se detiene la contracción de la estrella.

Cuando finaliza la liberación de energía, la contracción comienza de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar. En un momento dado empieza una reacción entre el hidrógeno, el litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la estrella. De nuevo se libera energía y la contracción se detiene.

Cuando el litio y otros materiales ligeros se consumen, la contracción se reanuda y la estrella entra en la etapa final del desarrollo en la cual el hidrógeno se transforma en helio a temperaturas muy altas gracias a la acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear es característica de la secuencia principal de estrellas y continúa hasta que se consume todo el hidrógeno que hay.

La estrella se convierte en una gigante roja y alcanza su mayor tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si sigue brillando, la temperatura del núcleo debe subir lo suficiente como para producir la fusión de los núcleos de helio. Durante este proceso es probable que la estrella se haga mucho más pequeña y más densa.

Cuando ha gastado todas las posibles fuentes de energía nuclear, se contrae de nuevo y se convierte en una enana blanca. Esta etapa final puede estar marcada por explosiones conocidas como "novas". Cuando una estrella se libera de su cubierta exterior explotando como nova o supernova, devuelve al medio interestelar elementos más pesados que el hidrógeno que ha sintetizado en su interior.

Las generaciones futuras de estrellas formadas a partir de este material comenzarán su vida con un surtido más rico de elementos pesados que las anteriores generaciones. Las estrellas que se despojan de sus capas exteriores de una forma no explosiva se convierten en nebulosas planetarias, estrellas viejas rodeadas por esferas de gas que irradian en una gama múltiple de longitudes de onda.

De estrella a Agujero Negro

Las estrellas con una masa mucho mayor que la del Sol sufren una evolución más rápida, de unos pocos millones de años desde su nacimiento hasta la explosión de una supernova. Los restos de la estrella pueden ser una estrella de neutrones.

Sin embargo, existe un límite para el tamaño de las estrellas de neutrones, más allá del cual estos cuerpos se ven obligados a contraerse hasta que se convierten en un agujero negro, del que no puede escapar ninguna radiación.

Estrellas típicas como el Sol pueden persistir durante muchos miles de millones de años. El destino final de las enanas de masa baja es desconocido, excepto que cesan de irradiar de forma apreciable. Lo más probable es que se conviertan en cenizas o enanas negras.

Descripción física del Universo.

TAMAÑO.


Muy poco se conoce con certeza sobre el tamaño del universo. Puede tener una longitud de billones de años luz o incluso tener un tamaño infinito. Un artículo de 2003 dice establecer una cota inferior de 24 gigaparsecs (78.000 millones de años luz) para el tamaño del universo, pero no hay ninguna razón para creer que esta cota está de alguna manera muy ajustada. pero hay distintas tesis del tamaño; una de ellas es que hay varios universos, otro es que el universo es infinito

El universo visible, que consiste en toda la materia y energía que podía habernos afectado desde el Big Bang dada la limitación de la velocidad de la luz, es ciertamente finito. La distancia comóvil al extremo del universo visible ronda los 46.500 millones de años luz en todas las direcciones desde la Tierra. Así, el universo visible se puede considerar como una esfera perfecta con la Tierra en el centro, y un diámetro de unos 93.000 millones de años luz. Hay que notar que muchas fuentes han publicado una amplia variedad de cifras incorrectas para el tamaño del universo visible: desde 13.700 hasta 180.000 millones de años luz.

En el Universo las distancias que separan los astros son tan grandes que, si las quisiéramos expresar en metros, tendríamos que utilizar cifras muy grandes. Debido a ello, se utiliza como unidad de longitud el año luz, que corresponde a la distancia que recorre la luz en un año.

Actualmente, el modelo de universo más comúnmente aceptado es el propuesto por Albert Einstein en su Relatividad General, en la que propone un universo "finito pero ilimitado", es decir, que a pesar de tener un volumen medible no tiene límites, de forma análoga a la superficie de una esfera, que es medible pero ilimitada.

Muy poco se conoce con certeza sobre el tamaño del universo. Puede tener una longitud de billones de años luz o incluso tener un tamaño infinito. Un artículo de 2003¹⁰ dice establecer una cota inferior de 24 gigaparsecs (78.000 millones de años luz) para el tamaño del universo, pero no hay ninguna razón para creer que esta cota está de alguna manera muy ajustada (Véase forma del Universo). pero hay distintas tesis del tamaño; una de ellas es que hay varios universos, otro es que el universo es infinito

El universo observable (o visible), que consiste en toda la materia y energía que podía habernos afectado desde el Big Bang dada la limitación de la velocidad de la luz, es ciertamente finito. Ladistancia comóvil al extremo del universo visible ronda los 46.500 millones de años luz en todas las direcciones desde la Tierra. Así, el universo visible se puede considerar como una esfera perfecta con la Tierra en el centro, y un diámetro de unos 93.000 millones de años luz.¹¹ Hay que notar que muchas fuentes han publicado una amplia variedad de cifras incorrectas para el tamaño del universo visible: desde 13.700 hasta 180.000 millones de años luz. (Véase universo observable).

En el Universo las distancias que separan los astros son tan grandes que, si las quisiéramos expresar en metros, tendríamos que utilizar cifras muy grandes. Debido a ello, se utiliza como unidad de longitud el año luz, que corresponde a la distancia que recorre la luz en un año.

Actualmente, el modelo de universo más comúnmente aceptado es el propuesto por Albert Einstein en su Relatividad General, en la que propone un universo "finito pero ilimitado", es decir, que a pesar de tener un volumen medible no tiene límites, de forma análoga a la superficie de una esfera, que es medible pero ilimitada.

FORMA.

Si el universo es espacialmente plano, se desconoce si las reglas de la geometría Euclidiana serán válidas a mayor escala. Actualmente muchos cosmólogos creen que el Universo observable está muy cerca de ser espacialmente plano, con arrugas locales donde los objetos masivos distorsionan el espacio-tiempo, de la misma forma que la superficie de un lago es casi plana. Esta opinión fue reforzada por los últimos datos del WMAP, mirando hacia las "oscilaciones acústicas" de las variaciones de temperatura en la radiación de fondo de microondas.

Por otra parte, se desconoce si el universo es múltiplemente conexo. El universo no tiene cotas espaciales de acuerdo al modelo estándar delBig Bang, pero sin embargo debe ser espacialmente finito (compacto). Esto se puede comprender utilizando una analogía en dos dimensiones: la superficie de una esfera no tiene límite, pero no tiene un área infinita. Es una superficie de dos dimensiones con curvatura constante en una tercera dimensión. La 3-esfera es un equivalente en tres dimensiones en el que las tres dimensiones están constantemente curvadas en una cuarta.

Si el universo fuese compacto y sin cotas, sería posible, después de viajar una distancia suficiente, volver al punto de partida. Así, la luz de las estrellas y galaxias podría pasar a través del universo observable más de una vez. Si el universo fuese múltiplemente conexo y suficientemente pequeño (y de un tamaño apropiado, tal vez complejo) entonces posiblemente se podría ver una o varias veces alrededor de él en alguna (o todas) direcciones. Aunque esta posibilidad no ha sido descartada, los resultados de las últimas investigaciones de la radiación de fondo de microondas hacen que esto parezca improbable.

COLOR.

Históricamente se ha creído que el Universo es de color negro, pues es lo que observamos al momento de mirar al cielo en las noches despejadas. En 2002, sin embargo, los astrónomos Karl Glazebrook e Ivan Baldry afirmaron en un artículo científico que el universo en realidad es de un color que decidieron llamar café cortado cósmico.^13 14 Este estudio se basó en la medición del rango espectral de la luz proveniente de un gran volúmen del Universo, sintetizando la información aportada por un total de más de 200.000galaxias.

Homogeneidad e isotropía

Mientras que la estructura está considerablemente fractalizada a nivel local (ordenada en una jerarquía de racimo), en los órdenes más altos de distancia el universo es muy homogéneo. A estas escalas la densidad del universo es muy uniforme, y no hay una dirección preferida o significativamente asimétrica en el universo. Esta homogeneidad eisotropía es un requisito de la Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker empleada en los modelos cosmológicos modernos.

La cuestión de la anisotropía en el universo primigenio fue significativamente contestada por el WMAP, que buscó fluctuaciones en la intensidad del fondo de microondas.Las medidas de esta anisotropía han proporcionado información útil y restricciones sobre la evolución del Universo.

Hasta el límite de la potencia de observación de los instrumentos astronómicos, los objetos radian y absorben la energía de acuerdo a las mismasleyes físicas a como lo hacen en nuestra propia galaxia. Basándose en esto, se cree que las mismas leyes y constantes físicas son universalmente aplicables a través de todo el universo observable. No se ha encontrado ninguna prueba confirmada que muestre que las constantes físicas hayan variado desde el Big Bang.

COMPOSICION

El universo observable actual parece tener un espacio-tiempo geométricamente plano, conteniendo una densidad masa-energía equivalente a 9,9 × 10^-30 gramos por centímetro cúbico. Los constituyentes primarios parecen consistir en un 73% de energía oscura, 23% de materia oscura fría y un 4% de átomos. Así, la densidad de los átomos equivaldría a un núcleo de hidrógeno sencillo por cada cuatro metros cúbicos de volumen.¹⁹ La naturaleza exacta de la energía oscura y la materia oscura fría sigue siendo un misterio. Actualmente se especula con que el neutrino, (una partícula muy abundante en el universo), tenga, aunque mínima, una masa. De comprobarse este hecho, podría significar que la energía y la materia oscura no existen.

Durante las primeras fases del Big Bang, se cree que se formaron las mismas cantidades de materia y antimateria. Materia y antimateria deberían eliminarse mutuamente al entrar en contacto, por lo que la actual existencia de materia (y la ausencia de antimateria) supone una violación de la simetría CP (Véase Violación CP), por lo que puede ser que las partículas y las antipartículas no tengan propiedades exactamente iguales o simétricas,²⁰ o puede que simplemente las leyes físicas que rigen el universo favorezcan la supervivencia de la materia frente a la antimateria.²¹ En este mismo sentido, también se ha sugerido que quizás la materia oscura sea la causante de la bariogénesis al interactuar de distinta forma con la materia que con la antimateria.²²

Antes de la formación de las primeras estrellas, la composición química del universo consistía primariamente en hidrógeno (75% de la masa total), con una suma menor de helio-4 (⁴He) (24% de la masa total) y el resto de otros elementos.²³ Una pequeña porción de estos elementos estaba en la forma del isótopo deuterio (²H), helio-3 (³He) y litio (⁷Li).²⁴ La materia interestelar de las galaxias ha sido enriquecida sin cesar por elementos más pesados, generados por procesos de fusión en la estrellas, y diseminados como resultado de las explosiones de supernovas, los vientos estelares y la expulsión de la cubierta exterior de estrellas maduras.²⁵

El Big Bang dejó detrás un flujo de fondo de fotones y neutrinos. La temperatura de la radiación de fondo ha decrecido sin cesar con la expansión del universo y ahora fundamentalmente consiste en la energía de microondas equivalente a una temperatura de 2'725 K.²⁶ La densidad del fondo de neutrinos actual es sobre 150 por centímetro cúbico.

El Universo.

La Vía Láctea.

INTRODUCCIÓN.

La Vía Láctea es una galaxia de tamaño mediano en donde se encuentra nuestra casa: el planeta Tierra.

Según los últimos estudios realizados por los astrónomos, contiene unas 150.000 millones de estrellas dispuestas en 6 brazos espirales, además de 126 cúmulos globulares, 1.055 cúmulos estelares abiertos y 70 asociaciones de estrellas. Posee 21 galaxias satélites, varias de las cuales están siendo asimiladas (o canibalizadas) debido a las inmensas fuerzas de la marea gravitatoria, lo que produce torrentes de estrellas que se entrelazan con sus brazos. Complementa la estructura de nuestra galaxia, densas nubes que viajan a alta velocidad (HVC) sin ninguna correspondencia con la rotación galáctica. 

Debe su nombre a la apariencia lechosa con la que observamos sus zonas más densas en las noches oscuras. Ciklos Galácticos (la rueda lechosa) la llamaron los griegos, mientras que para nuestra etnia Kariña, se trata de El camino de Pororu, el inmenso sapo sagrado, que cayendo del cielo, lo dejó impregnado de su leche.

Los griegos llenaron el cielo con sus historias y la Vía Láctea no escapó a ello. Según su mitología, tal portento lácteo surgió del pecho de la diosa Hera, al amantar al hijo de Zeus y Alcmena (esposa de Anfitrión), Heracles - Hércules para los romanos. Al ser mordida por el infante, la diosa separó abruptamente de su pecho al niño y la leche despedida, se regó por el firmamento, formando la gran rueda lactosa.

Posteriormente, la apariencia que asume la Vía Láctea observada desde la Tierra, llevó a los cristianos católicos a denominarla, el Camino de Santiago, en alusión a la travesía que realizó el apóstol Santiago el Zebedeo, de retorno desde el Norte de España hasta Jerusalén. Este hecho no es convalidado por los arqueólogos, pero hoy, la ciudad de la hipotética partida recibe el nombre de Santiago de Compostela.

El conocimiento sobre nuestra galaxia es muy reciente. Apenas a comienzos del siglo pasado fue que se descubrió su rotación. Tal descubrimiento se debe al trabajo realizado por Jacobus Kapteyn (1851-1922) en 1904 al encontrar estrellas con movimientos propios en direcciones opuestas.

Diez años después, en 1914, Arthur Eddington (1882-1944) estableció que nuestra galaxia era apenas una parte muy pequeña del Universo. Es importante señalar que en ese momento se pensaba que todo el Universo estaba confinado a la Vía Láctea.

En 1918, Harlow Shapley realiza un estudio de los cúmulos globulares y descubre que se encuentran distribuidos en torno al centro galáctico. Determina la posición del Sol en la galaxia, ubicación que es la aceptada en la actualidad.

LA VIA LACTEA EN NUESTRO CIELO.

el ecuador de nuestra galaxia se muestra como una inmensa banda luminosa que atraviesa el cielo y que podemos apreciar en las noches oscuras.

Una rápida inspección nos permite discernir que al alejarnos de esa banda, disminuye la cantidad de estrellas en el cielo: esto es así, debido a que nos estamos alejando de las zonas en donde se aglomeran la mayor cantidad de estrellas en la galaxia, su ecuador. 

Esa banda luminosa no guarda ninguna referencia con nuestros puntos cardinales. Esto se debe a la posición y orientación que posee el Sistema Solar en la galaxia.

De aquí que a medida que transcurren los meses del año, el ecuador galáctico se va desplazando a través de toco el cielo. Para el mes de mayo, el mismo coincide con el horizonte, de manera que es casi imposible observarlo.

Los mejores meses para estudiar el perfil de la Vía Láctea son los meses de enero, febrero, marzo, julio, agosto, septiembre, octubre, noviembre y diciembre.     

MOVIMIENTOS DE LA GALAXIA.

La posición del Sistema Solar en la galaxia fue determinada por Harlow Shapley en 1918. Los desplazamientos del Sol en la galaxia y el desplazamiento de la galaxia misma, fueron establecidos posteriormente (1979).

Una gráfica que muestra los desplazamientos absolutos de la galaxia y del Sol se presenta a continuación. En ella se indica con una flecha de color verde, la dirección del desplazamiento absoluto de nuestra galaxia (medida con respecto a la radiación de fondo de 3 K), en rojo, el movimiento del Sol con respecto a las estrellas cercanas; en blanco, la dirección del Polo Norte Solar y en azul, la dirección resultante que adquiere el Sol, con respecto a la radiación de fondo. 

Nuestra galaxia se desplaza hacia un punto situado en la constelación de Acuario (Aguador). En ese desplazamiento, arrastra al Sol y su corte de planetas, que se desplaza en dirección contraria a una velocidad de 20 Km/s. El Sol, ubicado en el brazo espiral de Orión, es halado por el movimiento rotacional de la galaxia hacia un punto en la constelación de Cisne, pero con respecto a las estrellas cercanas, se mueve hacia la constelación de Hércules, hacia un punto denominado Ápex Solar, ubicado en las coordenadas astronómicas AR=18 h; dec=+30º.

Con respecto a su entorno, nuestra galaxia se aleja de la galaxia irregular NMM (Nube Mayor de Magallanes) a una velocidad de 280 Km/s, mientras que se acerca con la galaxia de Andrómeda, a una velocidad de 300 Km/s.

   

ESTRUCTURA DE LA VIA LACTEA.

Con un tamaño estimado en 100.000 años-luz de extensión, la Vía Láctea posee unos 150.000 millones de estrellas, tiene un espesor de 10.000 años-luz y su región central, el bulbo galáctico posee un tamaño de 16.000 años-luz.

Según los últimos estudios realizados con el telescopio espacial Spitzer, nuestra galaxia posee dos brazos espirales principales, el brazo de Escudo-Centauro (Scutum-Centaurus) y el brazo de Perseo (Perseus). Alrededor de la barra central se disponen dos pequeños brazos, denominados brazos cercano (Near) y lejano (Far) de 3 Kpc, ya que se encuentran a 3 KiloParsec del centro de la galaxia. Posee además tres brazos menores, los de Norma, Sagitario (Sagittarius) y Externo (Outer) y un pequeño desprendimiento, llamado por algunos el espolón de Orión, importante por que el él se encuentra el Sol con su sistema planetario.   

   

El Sol se encuentra a unos 26.000 años-luz (8.000 Pársec) del núcleo, en el brazo de Orión. 

Inicialmente, la Vía Láctea había sido catalogada como una galaxia espiral. Las últimas observaciones con instrumentos de alta sensibilidad han permitido visualizar que los brazos de la galaxia se desprenden en forma de barras desde su núcleo, por lo que la Vía Láctea es una galaxia espiral barrada. 

 El estudio pormenorizado del Universo ha permitido a los astrónomos encontrar galaxias que se asemejan en su forma a la estructura que se ha logrado deducir de la Vía Láctea. 

En la galaxia se distinguen cuatro tipos distintos de poblaciones de estrellas:

•  Del Bulbo, caracterizadas por estrellas viejas, ricas en metales.
•  Del disco galáctico, caracterizadas por estrellas de edades y metalicidad intermedia.
•  De los brazos, caracterizadas por estrellas jóvenes.
•  Del halo galáctico, caracterizadas por estrellas viejas y pobres en metales.
  
  
  
    
   

ACTIVIDADES.

1.¿Qué contiene la via láctea?
2.¿A qué se debe su nombre?
3.¿Cuáles son los mejores meses para estudiar el perfil de la via láctea?
4.¿Por quién fue la posición del sistema solar en la galaxia?
5.Explica la estructura de la via láctea.
6.Describe los cuatro tipos distintos de poblaciones de estrellas que existen.

"En la escala de lo cósmico sólo lo fantástico tiene posibilidades de ser verdadero."