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El Universo es el continuo espacio-tiempo en que nos encontramos, junto con toda la materia y energia existentes en el. Su estudio, en las mayores escalas, es el objeto de la cosmologia, disciplina basada en la astronomia y la fisica.

- Edad: el Universo tiene 13.700 millones de anos (margen de error cercano al 1%).
- Destino final: la evidencia apoya la Teoria de la expansion permanente del Universo.

Hay muchas teorias sobre su origen y destino final:

Teoria sobre el origen y la formacion del Universo (Big Bang)

En cosmologia, se llama teoria del "Big Bang" o de la "gran explosion" a un modelo dentro de la teoria de la relatividad general, que describe el desarrollo del Universo temprano y su forma (tecnicamente se trata de una coleccion de soluciones de las ecuaciones de la relatividad general, llamados modelos de Friedmann-Robertson-Walker). El termino "Big Bang" se utiliza tanto para referirse especificamente al momento en el tiempo en el que se inicio la expansion observable del universo (cuantificada en la ley de Hubble), como en un sentido mas general para referirse al paradigma cosmologico que explica el origen y la evolucion del mismo. Curiosamente el astrofisico ingles Fred Hoyle fue uno de los detractores de esta teoria, y a su vez uno de los principales defensores de la teoria del estado estacionario) quien, en 1950 y para mofarse, caricaturizo esta explicacion con la expresion big bang ("gran explosion", "gran boom" en el inicio del universo), nombre con el que hoy se conoce dicha teoria.

La idea central del "Big Bang" es que la teoria de la relatividad general puede ser combinada con las observaciones de isotropia y homogenidad a gran escala de la distribucion de galaxias y los cambios de posicion entre ellas, permitiendo extrapolar las condiciones del universo antes o despues en el tiempo.

Una consecuencia de todos los modelos de "Big Bang" es que en el pasado el universo tenia una temperatura mas alta y una mayor densidad y por tanto que las condiciones del universo actual son diferentes de sus condiciones en el pasado o en el futuro. A partir de este modelo, George Gamow en 1948 pudo predecir que deberia haber evidencia de un "Big Bang" en un fenomeno mas tarde bautizado como radiacion de fondo de microondas cosmicas (CMB). El CMB fue descubierto en la decada de los 60 y se utiliza como confirmacion de la teoria del Big Bang sobre su mas importante alternativa, la teoria del estado estacionario.

Para llegar a esta explicacion, diversos cientificos, con sus estudios, han ido construyendo el camino que lleva a la genesis del modelo del Big Bang.

Los trabajos de Alexander Friedman, del ano 1922, y de Georges Lemaître, de 1927, utilizaron la teoria de la relatividad de Albert Einstein para demostrar que el universo estaba en movimiento constante. Poco despues, en 1929, el astronomo estadounidense Edwin Hubble (1889-1953), descubrio galaxias mas alla de la Via Lactea que se alejaban de nosotros, como si el universo se dilatara constantemente. En 1948, el fisico ruso nacionalizado estadounidense, George Gamow (1904-1968), planteo que el universo se creo a partir de una gran explosion (Big Bang). Recientemente, ingenios espaciales puestos en orbita (COBE) han conseguido "oir" el eco de esta gigantesca explosion primigenia.

Dependiendo de la cantidad de materia en el Universo, este puede expandirse indefinidamente o frenar su expansion lentamente hasta producirse una contraccion global. El fin de esa contraccion se conoce con un termino contrario al Big Bang: el Big Crunch o 'Gran Colapso'. Si el Universo se encuentra en un punto critico, puede mantenerse estable ad eternum

Historia de la teoria

La teoria del Big Bang se desarrollo a partir de observaciones y de un avance teorico. Por medio de observaciones en los anos 1910, el astronomo estadounidense Vesto Slipher y despues el de Estrasburgo Carl Wilhelm Wirtz determinaron que la mayoria de las nebulosas espirales se alejaban de la tierra; pero no llegaron a darse cuenta de las implicaciones cosmologicas de esta observacion, ni tampoco que las supuestas nebulosas eran en realidad galaxias mas alla de nuestra propia via Lactea.

Tambien en la segunda decada del siglo XX, la teoria de Albert Einstein sobre la relatividad general no admite soluciones estaticas (es decir, el universo debe estar en expansion o en reduccion) un resultado que el mismo considero equivocado, por lo que trato de corregirlo agregando la constante cosmologica. El primero en aplicar formalmente la relatividad a la cosmologia sin la constante cosmologica fue Alexander Friedman cuyas ecuaciones describen el universo Friedman-Lemaître-Robertson-Walker, que puede expandirse o contraerse.

Entre 1927 y 1930, el padre jesuita belga Georges Lemaître obtuvo independientemente las ecuaciones Friedman-Lemaître-Robertson-Walker y propuso, sobre la base de la recesion de las nebulosas espirales, que el universo se inicio con la explosion de un atomo primigenio, lo que mas tarde fue llamado el Big Bang.

En 1929, Edwin Hubble realizo observaciones que sirvieron de base para comprobar la teoria de Lemaître. Hubble probo que las nebulosas espirales son galaxias y midio sus distancias observando las estrellas variable cefeida en galaxias distantes. Descubrio que las galaxias se alejan entre ellas a velocidades (relativas a la tierra) directamente proporcionales a su distancia. Este hecho se conoce ahora como la Ley de Hubble (vease Edwin Hubble: Marinero de las Nebulosas por Edward Christianson).

Segun el principio cosmologico, el alejamiento de las galaxias sugeria que el universo esta en expansion. Esta idea ocasiono dos posibilidades opuestas. La primera era la teoria Big Bang de Lemaître, apoyada y desarrollada por George Gamow. La segunda posibilidad era el modelo de la teoria del estado estacionario de Fred Hoyle, en la cual la nueva materia seria creada mientras las galaxias se alejan entre ellas. En este modelo, el universo es basicamente el mismo en un momento dado en el tiempo. Durante muchos anos hubo adeptos por igual a ambas teorias.

Con el pasar de los anos, las evidencias observacionales apoyan la idea de que el universo evoluciono a partir de un estado denso y caliente. Desde el descubrimiento de la radiacion de fondo de microondas en 1965, ha sido considerada como la mejor teoria para explicar el origen y evolucion del cosmos. Antes de finales de los anos 1960, muchos cosmologos pensaban que la singularidad infinitamente densa del tiempo inicial en el modelo cosmologico de Friedman era una sobre idealizacion, y que el universo se contraeria antes de empezar a expandirse nuevamente. Esta es la teoria de Richard Tolman de un universo oscilante. En los anos 1960, Stephen Hawking y otros demostraron que esta idea no era factible, y que la singularidad es un componente esencial de la gravedad de Einstein. Esto llevo a la mayoria de los cosmologos a aceptar la teoria del Big Bang, segun la cual el universo que observamos se inicio hace un tiempo finito.

Practicamente todos los trabajos teoricos actuales en cosmologia tratan de extender o refinar elementos de la teoria del Big Bang. Mucho del trabajo actual en cosmologia incluye el entender como se formaron las galaxias en el contexto del Big Bang, entender lo que alli ocurrio y cotejar nuevas observaciones con la teoria basica.

A finales de los anos 1990 y principios del siglo XXI se lograron enormes avances en la cosmologia del Big Bang como resultado de importantes avances en telescopia en combinacion con grandes cantidades de datos satelitales de COBE, el telescopio espacial Hubble y WMAP. Estos datos han permitido a los cosmologos calcular muchos de los parametros del Big Bang hasta un nuevo nivel de precision y condujeron al descubrimiento inesperado de que el universo esta en aceleracion.

Descripcion del Big Bang

Basandose en medidas de la expansion del universo utilizando observaciones de las supernovas tipo 1a, en medidas de la variacion de temperatura en diferentes escalas en la radiacion de fondo de microondas y en medidas de la funcion de correlacion de las galaxias, la edad del universo es de 13,7 ± 0,2 miles de millones de anos. Es notable el hecho de que tres medidas independientes sean consistentes, por lo que se consideran como una fuerte evidencia del llamado modelo de concordancia que describe la naturaleza detallada del universo.

El universo en sus primeros momentos estaba lleno homogenea e isotropicamente con una energia muy densa y tenia una temperatura y presion concomitante. Se expandio y se enfrio, experimentando unos cambios de fase analogos a la condensacion de vapor o la congelacion de agua, pero relacionados con las particulas elementales.

Aproximadamente 10-35 segundos despues de la epoca de Planck un cambio de fase causo que el universo se expandiese de forma exponencial durante un periodo llamado inflacion cosmica. Al terminar la inflacion, los componentes materiales del universo quedaron en la forma de un plasma quark-gluon en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en forma relativista. Con el crecimiento en tamano del universo, la temperatura bajo. A cierta temperatura, debido a un cambio todavia desconocido llamado la bariogenesis, los quarks y gluones se combinaron en bariones tal como el proton y el neutron, produciendo de alguna manera la asimetria observada entre materia y antimateria. Las temperaturas aun mas bajas condujeron a nuevos cambios de fase que rompen la simetria asi que les dieron su forma actual a las fuerzas fundamentales de la fisica y a las particulas elementales. Mas tarde unos protones y neutrones se combinaron para formar los nucleos de deuterio y de helio en un proceso llamado nucleosintesis primordial. Al enfriarse el universo, la materia gradualmente dejo de moverse de forma relativista y su densidad de energia comenzo a dominar gravitacionalmente sobre la radiacion. Pasados 300.000 anos, los electrones y los nucleos se combinaron para formar los atomos (mayoritariamente de hidrogeno). Por eso la radiacion se desacoplo de los atomos y continuo por el espacio practicamente sin obstaculos. esta es la radiacion de fondo de microondas.

Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente mas densas de la materia casi uniformemente distribuida crecieron gravitacionalmente haciendose mas densas, formando nubes, estrellas, galaxias y el resto de las estructuras astronomicas que actualmente se observan. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materia en el universo. Los tres tipos posibles se conocen como materia oscura fria, materia oscura caliente y materia barionica. Las mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP) muestran que la forma mas comun de materia en el universo es la materia oscura fria. Los otros dos tipos de materia solo serian el 20% de la materia del universo.

El universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energia conocida como energia oscura. Aproximadamente 70% de la densidad de energia del universo actual esta en esa forma. Ese componente del universo se revela por su propiedad de causar que la expansion del universo varie de una relacion lineal entre velocidad y distancia produciendo que el espacio-tiempo se expanda mas rapidamente que lo esperado a grandes distancias. La energia oscura toma la forma de una constante cosmologica en las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero los detalles de esta ecuacion de estado y su relacion con el modelo estandar de fisica de particulas continuan siendo investigados tanto de forma teorica como por medio de observaciones.

Mas misterios aparecen cuando se investiga mas cerca del principio, cuando las energias de las particulas eran mas altas de lo que ahora se puede estudiar mediante experimentos. No hay ningun modelo fisico convincente para el primer 10-33 segundo del universo, antes del cambio de fase que forma parte de la teoria de unificacion grande. En el "primer instante", la teoria gravitacional de Einstein predice una singularidad gravitacional en donde las densidades son infinitas. Para resolver esta paradoja fisica, hace falta una teoria de la gravedad cuantica. La comprension de este periodo de la historia del universo figura entre los mayores problemas no resueltos de la fisica.

Base teorica

La teoria del Big Bang en su forma actual depende de tres suposiciones:

La universalidad de las leyes de la fisica
El principio cosmologico
El principio de Copernico
Inicialmente, estas tres ideas fueron tomadas como postulados, pero actualmente se intenta verificar cada una de ellas. La universalidad de las leyes de fisica ha sido verificada al nivel de las mas grandes constantes fisicas llevando su margen de error hasta el orden de 10-5. La isotropia del universo que define el principio cosmologico ha sido verificada hasta un orden de 10-5. Actualmente se intenta verificar el principio copernicano observando la interaccion entre grupos de galaxias y el CMB por medio del efecto Sunyaev-Zeldovich con un nivel de exactitud del 1%.

La teoria del Big Bang utiliza el postulado de Weyl para medir sin ambigüedad el tiempo en cualquier momento en el pasado a partir del la epoca de Planck. Las medidas en este sistema dependen de coordenadas conformales en las cuales las llamadas distancias codesplazantes y tiempos conformales permiten no considerar la expansion del universo para las medidas de espacio-tiempo. En ese sistema de coordenadas, los objetos que se mueven con el flujo cosmologico mantienen siempre la misma distancia codesplazante y el horizonte o limite del universo se fija por el tiempo codesplazante.

Visto asi, el Big Bang no es una explosion de materia que se aleja para llenar un universo vacio, es el espacio-tiempo el que se extiende. Y su expansion es la que causa el incremento de la distancia fisica entre dos puntos fijos en nuestro universo. Cuando los objetos estan ligados entre ellos (por ejemplo por una galaxia), no se alejan con la expansion del espacio-tiempo debido a que se asume que las leyes de la fisica que los gobiernan son uniformes e independientes del espacio metrico. Mas aun, la expansion del universo en las escalas actuales locales es tan pequeno que cualquier dependencia de las leyes de fisica en la expansion no seria medible con las tecnicas actuales.

Evidencias

En general, se consideran tres las evidencias empiricas que apoyan la teoria cosmologica del Big Bang. estas son la expansion del universo que se expresa en la Ley de Hubble y que se puede apreciar en el corrimiento hacia el rojo de las galaxias, las medidas detalladas del fondo cosmico de microondas, y la abundancia de elementos ligeros. Ademas, la funcion de correlacion de la estructura a gran escala en el universo encaja con la teoria del Big Bang.

Expansion expresada en la ley de Hubble

De la observacion de galaxias y quasars lejanos se desprende que estos objetos sufren un corrimiento hacia el rojo, lo que quiere decir que la luz que emiten se ha desplazado proporcionalmente hacia longitudes de onda mas largas. Esto se comprueba tomando el espectro de los objetos y despues comparando el patron espectroscopico de las lineas de emision o absorcion correspondientes a atomos de los elementos que interactuan con la radiacion. En este analisis, se puede apreciar cierto corrimiento hacia el rojo, lo que se explica por una velocidad recesional correspondiente al efecto Doppler en la radiacion. Al representar estas velocidades recesionales frente a las distancias a los objetos, guardan una relacion lineal, conocida como Ley de Hubble:

v = H0 D

donde v es la velocidad recesional, D es la distancia al objeto y H0 es la constante de Hubble, que el satelite WMAP estimo en 71 ± 4 km/s/Mpc.

Fondo cosmico de microondas

Una de las caracteristicas de la teoria del Big Bang es la prediccion de la radiacion de fondo de microondas o CMB (Cosmic microwave background). El universo temprano, debido a su alta temperatura, se habria llenado de luz emitida por sus otros componentes. Mientras el universo se enfriaba debido a la expansion, su temperatura habria caido por debajo de 3.000 K. Por encima de esta temperatura, los electrones y protones estan separados, haciendo el universo opaco a la luz. Por debajo de 3.000 K, se forman los atomos, permitiendo el paso de la luz a traves del gas del universo. Esto es lo que se conoce como disociacion de fotones (***).

La radiacion en este momento habria tenido el espectro del cuerpo negro y habria viajado libremente durante el resto de vida del universo, sufriendo un corrimiento hacia el rojo como consecuencia de la expansion de Hubble. Esto hace variar el espectro del cuerpo negro de 3.000 K (*) a un espectro del cuerpo negro con una temperatura mucho menor. La radiacion, vista desde cualquier punto del universo, parecera provenir de todas las direcciones en el espacio.

En 1965, Arno Penzias y Robert Wilson, mientras desarrollaban una serie de observaciones de diagnostico con un receptor de microondas propiedad de los Laboratorios Bell descubrieron el fondo cosmico de microondas. Su descubrimiento proporciono una confirmacion sustancial de las predicciones generales respecto al CMB —la radiacion resulto ser isotropica y constante, con un espectro del cuerpo negro de cerca de 3 K— e inclino la balanza hacia la hipotesis del Big Bang. Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel por su descubrimiento.

En 1989, la NASA lanzo el COBE (Cosmic background Explorer, y los resultados iniciales, proporcionados en 1990, fueron consistentes con las predicciones generales que la teoria del Big Bang hace sobre la CMB. El COBE hallo una temperatura residual de 2.726 K y determino que el CMB era isotropico en torno a una de cada 105 partes. Durante la decada de los 90 se investigo mas extensamente la anisotropia en el CMB mediante un gran numero de experimentos en tierra y, midiendo la distancia angular media (la distancia en el cielo) de las anisotropias, se vio que el universo era geometricamente plano.***

A principios de 2003 se dieron a conocer los resultados de la Sonda Wilkinson de Anisotropias del fondo de Microondas (en ingles Wilkinson Microwave Anisotropy Probe o WMAP), mejorando los que hasta entonces eran los valores mas precisos de algunos parametros cosmologicos. (Vease tambien experimentos sobre el fondo cosmico de microondas). Este satelite tambien refuto varios modelos inflacionistas especificos, pero los resultados eran constantes con la teoria de la inflacion en general.

Abundancia de elementos primordiales

Se puede calcular, usando la teoria del Big Bang, la concentracion de helio-4, helio-3, deuterio y litio-7 en el universo como proporciones con respecto a la cantidad de hidrogeno normal, H. Todas las abundancias dependen de un solo parametro, la razon entre fotones y bariones. La proporcion predicha es de cerca de 0,25 para 4He/H, alrededor de 10-3 para ²H/H, alrededor de 10-4 para ³He/H y cerca de 10-9 para el 7Li/H.

Estas abundancias medidas concuerdan con las predichas a partir de un unico valor de la razon barion frente a foton***, y se considera una fuerte evidencia en favor del Big Bang, ya que esta teoria es la unica explicacion conocida para la abundancia relativa de elementos ligeros. De hecho no hay, fuera de la teoria del Big Bang, ninguna otra razon obvia por la que el universo debiera, por ejemplo, tener mas helio-4 que deuterio o mas deuterio que helio-3.

Evolucion y distribucion galactica

Las observaciones detalladas de la morfologia y estructura de las galaxias y quasars proporcionan una fuerte evidencia del Big-Bang. La combinacion de las observaciones con la teoria sugiere que los primeros quasars y galaxias se formaron hace alrededor de mil millones de anos despues del Big Bang, y desde ese momento se han estado formando estructuras mas grandes, como los cumulos de galaxias y supercumulos. Las poblaciones de estrellas han ido envejeciendo y evolucionando, de modo que las galaxias lejanas (que se observan tal y como eran en el principio del universo) son muy diferentes de las galaxias cercanas (que se observan en un estado mas reciente). Por otro lado, las galaxias formadas hace relativamente poco son muy diferentes de las galaxias que se formaron a distancias similares pero poco despues del Big Bang. Estas observaciones son argumentos solidos en contra de la teoria del estado estacionario. Las observaciones de la formacion estelar, la distribucion de quasars y galaxias, y las estructuras mas grandes concuerdan con las simulaciones obtenidas sobre la formacion de la estructura en el universo a partir del Big Bang, y estan ayudando a completar detalles de la teoria.

Problemas comunes

Historicamente, han surgido un cierto numero de problemas dentro de la teoria del Big Bang. Algunos de ellos solo tienen interes historico y han sido evitados, sea por medio de modificaciones a la teoria o como resultado de observaciones mas precisas. Otros aspectos, como el problema de la penumbra en cuspide y el problema de la galaxia enana de materia oscura fria, no son considerados graves dado que pueden ser resueltos por refinamiento de la teoria.

Existe un pequeno numero de proponentes de cosmologias no estandar que piensan que no hubo Big Bang. Afirman que las soluciones a los problemas conocidos del Big Bang contienen modificaciones ad hoc y agregados a la teoria. Las partes mas atacadas de la teoria incluyen lo concerniente a la materia oscura, la energia oscura y la inflacion cosmica. Estas caracteristicas del universo son cada una sugeridas por observaciones de la radiacion de fondo de microondas, la estructura a gran escala del cosmos y las supernovas de tipo IA, pero se encuentran en la frontera de la fisica moderna (ver problemas no resueltos de la fisica). Si bien los efectos gravitacionales de materia y energia oscuras son bien conocidos de forma observacional y teorica, todavia no han sido incorporados al modelo estandar de la fisica de particulas de forma aceptable. Estos aspectos de la cosmologia estandar siguen sin tener una explicacion adecuada, pero la mayoria de astronomos y fisicos aceptan que la concordancia entre la teoria del Big Bang y la evidencia observacional es tan cercana que permite establecer con cierta seguridad casi todos los aspectos basicos de la teoria.

Los siguientes son algunos de los problemas y enigmas comunes del Big Bang:

El problema del horizonte

El problema del horizonte, tambien llamado problema de la causalidad, resulta del hecho de que la informacion no puede viajar mas rapido que la luz, de manera que dos regiones en el espacio separadas por una distancia mayor que la velocidad de la luz multiplicada por la edad del universo no pueden estar causalmente conectadas. La isotropia observada de la radiacion de fondo de microondas (CMB) es en este aspecto problematica debido a que el tamano del horizonte de particulas en ese tiempo corresponde a un tamano de cerca de dos grados en el cielo. Si el universo hubiera tenido la misma historia de expansion desde la epoca de Planck, no habria mecanismo que pudiera hacer que estas regiones tuvieran la misma temperatura.

Esta aparente inconsistencia se resuelve con la teoria inflacionista en la cual un campo de energia escalar isotropico domina el universo al transcurrir un tiempo de Planck luego de la epoca de Planck. Durante la inflacion, el universo sufre una expansion exponencial, y regiones que se afectan entre ellas se expanden mas alla de sus respectivos horizontes. El principio de incertidumbre de Heisenberg predice que durante la fase inflacionista habra fluctuaciones primordiales, que seran amplificadas hasta la escala cosmica. Estas fluctuaciones sirven de semilla para toda la estructura actual del universo. Al pasar la inflacion, el universo se expande siguiendo la ley de Hubble y las regiones que estaban demasiado lejos para afectarse entre ellas vuelven al horizonte. Esto explica la isotropia observada de la CMB. La inflacion predice que las fluctuaciones primordiales son casi invariantes segun la escala y que tienen una distribucion normal o gaussiana, lo cual ha sido confirmado con precision por medidas de la CMB.

En 2003 aparecio otra teoria para resolver este problema, la velocidad variante de la luz de Joao Magueijo, que aunque a la larga contradice la relatividad de Einstein usa su ecuacion incluyendo la constante cosmologica para resolver el problema de una forma muy eficaz que tambien ayuda a solucionar el problema de la planeidad.

El problema de la planitud

El problema de la planitud (flatness en ingles) es un problema observacional que resulta de las consecuencias que la metrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker tiene para con la geometria del universo. En general, se considera que existen tres tipos de geometrias posibles para nuestro universo segun su curvatura: geometria hiperbolica, geometria euclidiana o plana y geometria eliptica. Dicha geometria viene determinada por la cantidad total de densidad de energia del universo (medida mediante el tensor de tension-energia).

Siendo ? la densidad de energia medida observacionalmente y ?c la densidad critica se tiene que para las diferentes geometrias las relaciones entre ambos parametros han de ser las que siguen:

Hiperbolico --> ? < ?c || Plano --> ? = ?c || Eliptico --> ? > ?c
Se ha medido que en los primeros momentos del universo su densidad tuvo que ser 10-15 veces (una milbillonesima parte) la densidad critica. Cualquier desviacion mayor hubiese conducido a una muerte termica o un Big Crunch y el universo no seria como ahora. La solucion a este problema viene de nuevo de la teoria inflacionaria. Durante el periodo inflacionario el espaciotiempo se expandio tan rapido que provoco una especie de estiramiento del universo acabando con cualquier curvatura residual que pudiese haber. Asi la inflacion pudo hacer al universo plano, de ahi el nombre planitud.

Edad de los cumulos globulares

A mediados de los anos 90, las observaciones realizadas de los cumulos globulares parecian no concondar con la Teoria del Big Bang. Las simulaciones realizadas por ordenador de acuerdo con las observaciones de las poblaciones estelares de cumulos de galaxias sugirieron una edad de cerca de 15.000 millones de anos, lo que entraba en conflicto con la edad del universo, estimada en 13.700 millones de anos. El problema quedo resuelto a finales de esa decada, cuando las nuevas simulaciones realizadas, que incluian los efectos de la perdida de masa debida a los vientos estelares, indicaron que los cumulos globulares eran mucho mas jovenes. Quedan aun en el aire algunas preguntas en cuanto a con que exactitud se miden las edades de los cumulos, pero esta claro que estos son algunos de los objetos mas antiguos del universo.

Monopolos magneticos

La objecion de los monopolos magneticos fue propuesta a finales de la decada de 1970. Las teorias de la gran unificacion predicen defectos topologicos en el espacio que se manifestarian como monopolos magneticos encontrandose en el espacio con una densidad mucho mayor a la observada. De hecho, hasta ahora, no se ha dado con ningun monopolo. Este problema tambien queda resuelto mediante la inflacion cosmica, dado que esta elimina todos lo puntos defectuosos del universo observable de la misma forma que conduce la geometria hacia su forma plana. Es posible que aun asi pueda haber monopolos pero se ha calculado que apenas si habria uno por cada universo visible, una cantidad infima y no observable en todo caso.

Materia oscura

En las diversas observaciones realizadas durante las decadas de los 70 y 80 (sobre todo las de las curvas de rotacion de las galaxias) se mostro que no habia suficiente materia visible en el universo para explicar la intensidad aparente de las fuerzas gravitacionales que se dan en y entre las galaxias. Esto condujo a la idea de que hasta un 90% de la materia en el universo no es materia comun o barionica sino materia oscura. Ademas, la asuncion de que el universo estuviera compuesto en su mayor parte por materia comun llevo a predicciones que eran fuertemente inconsistentes con las observaciones. En particular, el universo es mucho menos "inhomogeneo" y contiene mucho menos deuterio de lo que se puede considerar sin la presencia de materia oscura. Mientras que la existencia de la materia oscura era inicialmente polemica, ahora es una parte aceptada de la cosmologia estandar, debido a las observaciones de las anisotropias en el CMB, dispersion de velocidades de los cumulos de galaxias, y en las estructuras a gran escala, estudios de las lentes gravitacionales y medidas por medio de rayos x de los cumulos de galaxias. La materia oscura se ha detectado unicamente a traves de su huella gravitacional; no se ha observado en el laboratorio ninguna particula que se le pueda corresponder. Sin embargo, hay muchos candidatos a materia oscura en fisica de particulas (como, por ejemplo, las particulas pesadas y neutras de interaccion debil o WIMPS (Wikly interactive massive particles)), y se estan llevando a cabo diversos proyectos para detectarla.

Energia oscura

En los anos 90, medidas detalladas de la densidad de masa del universo revelaron que esta sumaba en torno al 30% de la densidad critica. Puesto que el universo es plano, como indican las medidas del fondo cosmico de microondas, quedaba un 70% de densidad de energia sin contar. Este misterio aparece ahora conectado con otro: las mediciones independientes de las supernovas de tipo Ia han revelado que la expansion del universo experimenta una aceleracion de tipo no lineal, en vez de seguir estrictamente la Ley de Hubble. Para explicar esta aceleracion, la relatividad general necesita que gran parte del universo consista en un componente energetico con gran presion negativa. Se cree que esta energia oscura constituye ese 70% restante. Su naturaleza sigue siendo uno de los grandes misterios del Big Bang. Los candidatos posibles incluyen una constante cosmologica escalar y una quintaesencia. Actualmente se estan realizando observaciones que podrian ayudar a aclarar este punto.

El futuro de acuerdo a la teoria del Big Bang

Antes de las observaciones de la energia oscura, los cosmologos consideraron dos posibles escenarios para el futuro del universo. Si la densidad de masa del Universo se encuentra sobre la densidad critica, entonces el Universo alcanzaria un tamano maximo y luego comenzaria a colapsarse. Este se haria mas denso y mas caliente nuevamente, terminando en un estado similar al estado en el cual empezo en un proceso llamado Big Crunch. Por otro lado, si la densidad en el Universo es igual o menor a la densidad critica, la expansion disminuiria su velocidad, pero nunca se detendria. La formacion de estrellas cesaria mientras el Universo en crecimiento se haria menos denso cada vez. El promedio de la temperatura del universo podria acercarse asintoticamente al cero absoluto (0 K ò -273,15ºC). Los agujeros negros se evaporarian por efecto de la radiacion Hawking. La entropia del universo se incrementaria hasta el punto en que ninguna forma de energia podria ser extraida de el, un escenario conocido como muerte termica. Mas aun, si existe la descomposicion del proton, proceso por el cual un proton decaeria a particulas menos masivas emitiendo radiacion en el proceso, entonces todo el hidrogeno, la forma predominante del materia barionica en el universo actual, desapareceria a muy largo plazo, dejando solo radiacion.

Las observaciones modernas de la expansion acelerada implican que cada vez una mayor parte del universo visible en la actualidad quedara mas alla de nuestro horizonte de sucesos y fuera de contacto. Se desconoce cual seria el resultado de este evento. El modelo Lambda-CMD del universo contiene energia oscura en la forma de una constante cosmologica (de alguna manera similar a la que habia incluido Einstein en su primera version de las ecuaciones de campo). Esta teoria sugiere que solo los sistemas mantenidos gravitacionalmente, como las galaxias, se mantendrian juntos, y ellos tambien estarian sujetos a la muerte termica a medida que el universo se enfriase y expandiese. Otras explicaciones de la energia oscura-llamadas teorias de la energia fantasma sugieren que los cumulos de galaxias y finalmente las galaxias mismas se desgarraran por la eterna expansion del universo, en el llamado Big Rip.

Fisica especulativa mas alla del Big Bang

A pesar de que el modelo del Big Bang se encuentra bien establecido en la cosmologia, es probable que se refine en el futuro. Se tiene muy poco conocimiento sobre el universo mas temprano, durante el cual se postula que ocurrio la inflacion. Tambien es posible que existan porciones del Universo mucho mas alla de lo que es observable en principio. En la teoria de la inflacion, esto es un requisito: La expansion exponencial ha empujado grandes regiones del espacio mas alla de nuestro horizonte observable. Puede ser posible deducir que ocurrio cuando tengamos un mejor entendimiento de la fisica a altas energias. Las especulaciones hechas al respecto, por lo general involucran teorias de gravedad cuantica.

Algunas propuestas son:

- La inflacion cosmica: es la idea, propuesta inicialmente por Alan Guth (1981), de que el universo naciente paso por una fase de expansion exponencial, que fue producida por una densidad de energia de vacio negativa (presion de vacio positiva). Esta expansion puede ser modelada con una constante cosmologica no nula. Como consecuencia de esta expansion, todo el universo observable podria haberse originado en una region pequena, conectada causalmente. Fluctuaciones cuanticas en esta region microscopica, magnificada a tamano cosmico, podrian entonces ser las semillas para el crecimiento de estructuras en el universo (ver Formacion y evolucion de las galaxias).

El mecanismo de cascada de division y elongacion de fotones (CDEF) que precede la formacion de materia fue propuesto para explicar la elongacion de la radiacion de fondo cosmico (Cosmic Microwave Background: CMB) por Alfredo Bennun, Rutgers University. Este modelo fue sometido a una simulacion donde se propone que la energia primordial se pueda describir como una radiacion. Lo cual permite caracterizar la misma en funcion de su longitud de onda aunque de naturaleza fisica no este establecida. Asi esta radiacion de ultra rapida frecuencia (v) y ultra pequena longitud de onda (?) podria evaluarse como fotones de muy alta energia limitada por la constante de Planck (1022 Mega Electron Volts). estos serian inicialmente confinados dentro de un espacio tridimensional del orden de un radio Fermi 10 - 13 cm) evitando la naturaleza puntual y por lo tanto no fisica de una singularidad. Se considero la cascada como una secuencia reiterada 66 veces o sea, de (1x2)66 divisiones de los fotones iniciales pero el incremento inicial del radio del universo se lo expresa en base 4 y exponencial 66 o (1x2x2)66 porque en cada division o particion de los fotones simultaneamente se dobla su numero y la amplitud de longitud de onda. Ambos procesos no estan limitados por la velocidad de la propagacion de la luz en el espacio porque implican transiciones de la amplitud del espacio tiempo. Este mecanismo expansivo y antagonico a atraccion gravitatoria es por lo tanto asimilable a Einstein's Cosmological Constant y es totalmente diferente al propuesto por Alan Guth aunque se obtiene valores similares a los que son estandar para caracterizar el final del escenario de inflacion.

- cosmologia de membranas incluyendo el modelo ekpyrotico en el cual el Big Bang es el resultado de una colision entre membranas.

- un universo oscilante en el cual el estado primitivo denso y caliente del universo temprano deriva del Big Crunch de un universo similar al nuestro. El universo pudo haber atravesado un numero infinito de big bangs y big crunchs. El ciclico, una extension del modelo ekpyrotico, es una variacion moderna de esa posibilidad.

- modelos que incluyen la condicion de contorno de Hartle-Hawking en la cual totalidad del espacio-tiempo es finito. Algunas posibilidades son compatibles cualitativamente unas con otras. En cada una se encuentran involucradas hipotesis aun no testeadas.

Interpretaciones filosoficas y religiosas

Existe un gran numero de interpretaciones sobre la teoria del Big Bang que son completamente especulativas o extra-cientificas. Algunas de estas ideas tratan de explicar la causa misma del Big Bang (primera causa), y fueron criticadas por algunos filosofos naturalistas por ser solamente nuevas versiones del mito de la creacion. Algunas personas creen que la teoria del Big Bang brinda soporte a antiguos enfoques de la creacion, como por ejemplo el que se encuentra en el Genesis, mientras otros creen que todas las teorias del Big Bang son inconsistentes con las mismas.

El Big Bang como teoria cientifica no se encuentra asociado con ninguna religion. Mientras algunas interpretaciones fundamentalistas de las religiones entran en conflicto con la historia del universo postulada por la teoria del Big Bang, la mayoria de las interpretaciones son liberales.

A continuacion sigue una lista de varias interpretaciones religiosas de la teoria del Big Bang:

- Un numero de apologos del Cristianismo, la Iglesia Catolica Romana en particular, han aceptado el Big Bang como una descripcion del origen del Universo, interpretando que da a lugar a una primer causa filosofica. El Papa Pio XII fue un entusiasta impulsor de la teoria del Big Bang, incluso antes de que fuera establecida cientificamente.

- Algunos estudiantes del Kabbalah, el deismo y otras fes no antropomorficas, concuerdan con la teoria del Big Bang, conectandola por ejemplo con la teoria de la "retraccion divina" (tzimtzum) como es explicado por el Judio Moises Maimonides.

- Algunos islamicos modernos creen que el Coran hace un paralelo con el Big Bang en su relato sobre la creacion, descripta como sigue: "No ven los no creyentes que los cielos y la tierra fueron unidos en una sola unidad de creacion, antes de que nosotros los separaramos a la fuerza? Hemos creado todos los seres vivientes a partir del agua." (Cap:21,Ver:30). El Coran tambien parece describir un universo en expansion: "Hemos construido el cielo con poder, y lo estamos expandiendo."

- Algunas ramas teistas del Hinduismo, tales como las tradiciones de Baishnava, conciben una teoria de la creacion con ejemplos narrados en el tercer libro de la Bhagavata Purana (principalmente, en los capitulos 10 y 26), donde se describe un estado primordial el cual explota mientras el Gran Vishnu observa, transformandose en el estado activo de la suma total de la materia ("prakriti").

- El Budismo posee una concepcion del universo en el cual no hay un evento de creacion. Sin embargo, no parece ser que la teoria del Big Bang entrara en conflicto con la misma, ya que existen formas de obtener un universo eterno segun el paradigma. Cierto numero de filosofos Zen populares estuvieron muy interesados, en particular, por el concepto del universo oscilante

La fuerza gravitatoria de toda esa materia tal vez podria cesar e invertir con ella la expansion, asi las galaxias empezarian a retroceder y con el tiempo chocarian unas contra otras, la temperatura se elevaria y el Universo se precipitaria hacia un destino catastrofico en el que quedaria reducido nuevamente a un punto.

Algunos fisicos han especulado que despues se formaria otro Universo, en cuyo caso se repetia el proceso.

Hoy en dia, esta hipotesis parece incorrecta, pues a la luz de los ultimos datos experimentales, el Universo se esta expandiendo, cada vez mas rapido.

Big Rip o Gran Desgarramiento

El Gran Desgarramiento o Teoria de la Eterna Expansion, llamado en ingles Big Rip, es una hipotesis cosmologica sobre el destino ultimo del universo.

La clave de esta hipotesis es la cantidad de energia oscura en el universo. Si el universo contiene suficiente energia oscura, podria acabar en un desgarramiento de toda la materia.

El valor clave es w, la razon entre la presion de la energia oscura y su densidad energetica. A w < -1, el universo acabaria por ser desgarrado. Primero, las galaxias se separarian entre si, luego la gravedad seria demasiado debil para mantener integrada cada galaxia. Aproximadamente tres meses antes del fin, los sistemas solares perderian su cohesion gravitatoria. En los ultimos minutos, se desbarataran estrellas y planetas, y los atomos seran destruidos en una fraccion de segundo antes del fin del tiempo.

Los autores de esta hipotesis calculan que el fin del tiempo ocurriria aproximadamente 3,5×1010 anos despues del Big Bang, o dentro de 2,0×1010 anos.

Una modificacion de esta teoria, aunque poco aceptada, asegura que el universo continuaria su expansion sin provocar un Big Rip.

ESTRELLAS

Una estrella es una esfera de plasma autogravitante, en equilibrio hidrostatico, que genera energia en su interior mediante reacciones termonucleares. La energia generada se emite al espacio en forma de radiacion electromagnetica, neutrinos y viento estelar.

Las estrellas se observan en el cielo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido a las distorsiones opticas que produce la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmosfera terrestre (seeing). El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el dia o la noche respectivamente.

Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120 masas solares (Msol). Su luminosidad tambien tiene un rango muy amplio yendo desde una diez milesima a un millon de veces la luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrella se pueden relacionar mediante su aproximacion a cuerpo negro con la siguiente ecuacion:

donde L es la luminosidad, s la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y Te la temperatura efectiva.

Formacion y evolucion de las estrellas

Las estrellas se forman en las regiones mas densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galacticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrogeno molecular (H2) empiezan a caer sobre si mismas, alimentado por la cada vez mas intensa atraccion gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo mas rapido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un nucleo en contraccion muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este nucleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presion y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusion del hidrogeno, se considera que la estrella esta en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrogeno del nucleo de la estrella, su evolucion dependera de la masa (detalles en evolucion estelar) y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando tambien un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro.

Asi pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transicion dominadas por la escala de tiempo dinamico.

Una estrella tipica como el Sol tendra simetria esferica y perdera a lo largo de su vida una cantidad de masa despreciable con respecto al total. En el Sistema Solar unos 1020 gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada ano. Las perdidas de masa solo seran significativas en las estrellas de mas de 10 masas solares, las cuales son mucho mas escasas.

En las fases finales del ciclo, ya sea mediante supernovas o por la accion de intensisimos vientos estelares, la estrella expulsa parte del material que la forma al espacio interestelar. Esto incluye elementos pesados producidos en la estrella que mas tarde formaran nuevas estrellas y planetas, aumentando asi la metalicidad del Universo.

Agrupaciones y distribucion estelar

Estrellas ligadas

Las estrellas estan normalmente ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas binarios, ternarios o agrupaciones mayores. La mayoria de las estrellas forman parte de sistemas binarios; otras se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cumulos estelares. Estos cumulos son fruto de brotes de formacion estelar y se cree que todas las estrellas se forman en grupo. En la Via Lactea se distinguen dos tipos: los cumulos globulares que se encuentran en el halo y contienen entre 10.000 y 1.000.000 de estrellas, y los cumulos abiertos que estan en el disco y son de formacion reciente, algunos con abundantes estrellas azules. Estos ultimos son notablemente mas pequenos e irregulares que los primeros y tienen un intervalo de edades entre sus miembros mas amplio.

Estrellas aisladas

No todas mantienen lazos gravitatorios; otras, como el Sol, viajan solitarias, habiendose separado hace mucho de la agrupacion estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposicion de los campos del total de objetos de la galaxia: agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.

Sistemas extrasolares

En tiempos recientes se han descubierto tambien otros sistemas planetarios. Se conocen alrededor de 120 estrellas con companeros subestelares con masas entre una y diez veces la masa de Jupiter. Son conocidos como planetas extrasolares aunque en los mas grandes se discute si podrian ser, tal vez, enanas marrones. A pesar de todo, la contribucion a la masa total de la galaxia de estos cuerpos planetarios es despreciable. Tambien se observan alrededor de algunas estrellas discos de acrecimiento protoplanetarios.

Distribucion estelar

Las estrellas no estan distribuidas uniformemente en el Universo, a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral tipica (como la Via Lactea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoria, en el estrecho plano galactico. El cielo nocturno terrestre aparece homogeneo a simple vista porque solo es posible observar una region muy localizada del plano galactico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema Solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galactico y dentro de este en una region central, el bulbo galactico, que se situa en la constelacion de Sagitario.

Estructura estelar

Una estrella tipica se divide en nucleo, manto y atmosfera. En el nucleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energia. El manto transporta dicha energia hacia la superficie y segun como la transporte, por conveccion o por radiacion, se dividira en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmosfera es la parte mas superficial de las estrellas y la unica que es visible. Se divide en cromosfera, fotosfera y corona solar. La atmosfera estelar es la zona mas fria de las estrellas y en ellas se producen los fenomenos de eyeccion de materia. Empero, la corona supone una excepcion a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millon de grados por lo menos. Pero es una temperatura enganosa. En realidad esta capa es muy poco densa y esta formada por particulas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnetico de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas particulas altas temperaturas.

A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamano de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situara antes que la convectiva y en otras al reves, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusion en que se encuentre. Asi mismo, el nucleo tambien puede modificar sus caracteristicas y su tamano a lo largo de la evolucion de la estrella.

Generacion de energia en las estrellas

A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cual era la fuente de la increible energia que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la epoca resultaba viable. Ninguna reaccion quimica alcanzaba el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que despedia el Sol. Asimismo, la contraccion gravitatoria, si bien resultaba una fuente energetica mas, no podia explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de anos. Cuando se descubrio la interaccion fuerte aparecieron dos nuevos candidatos: la fision y la fusion nuclear. La fision quedo rapidamente descartada, ya que en las estrellas apenas se detectaba presencia alguna de elementos mas pesados que el hierro. En seguida quedo claro que solo la fusion nuclear podia proveer a las estrellas de esas ingentes cantidades de energia que precisaban para mantener su estabilidad.

Aun asi, resulto que las temperaturas que se alcanzan en los nucleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones. Ocurre que el efecto tunel permite que dos particulas con energias insuficientes para traspasar la barrera de potencial que las separa tengan una probabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al haber tantas colisiones, estadisticamente se dan suficientes reacciones de fusion como para que se sostenga la estrella pero no tantas reacciones como para hacerla estallar. Existe un optimo de energia para el cual se dan la mayoria de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos particulas tengan una energia determinada E a una temperatura T y de la probabilidad de que esas particulas se salten la barrera por efecto tunel. Es el llamado pico de Gamow.

Una gran variedad de reacciones diferentes de fusion tienen lugar dentro de los nucleos de las estrellas, las cuales dependen de la masa y la composicion.

Normalmente las estrellas inician su combustion nuclear con alrededor de un 75% de hidrogeno y un 25% de helio junto con pequenas trazas de otros elementos. En el nucleo del Sol con unos 107 K el hidrogeno se fusiona para formar helio mediante la cadena proton-proton:

4¹H ? 2²H + 2e+ + 2?e (4.0 MeV + 1.0 MeV)
2¹H + 2²H ? 2³He + 2? (5.5 MeV)
2³He ? 4He + 2¹H (12.9 MeV)
Estas reacciones quedan reducidas en la reaccion global:

4¹H ? 4He + 2e+ + 2? + 2?e (26.7 MeV)
En estrellas mas masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo del carbono-nitrogeno-oxigeno. Esto es representado ejemplarmente en el caso de una estrella con 18 masas solares:

 

Material combustible (o Fe)

Temperatura en millones de Kelvin

Densidad (kg/cm3)

Duracion de la combustion

 

H He C Ne O S/Si Fe-Corteza

40 190 740 1.600 2.100 3.400 10.000

0,006 1,1 240 7.400 16.000 50.000 10.000.000

10 millones a. 1 millon a. 12.000 anos 12 anos 4 anos 1 semana -

En las estrellas cuyos nucleos se encuentran a 108 K y cuyas masas van desde las 0.5 a las 10 masas solares el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono a traves del proceso triple-alfa:

4He + 4He + 92 keV ? 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV ? 12*C
12*C ? 12C + ? + 7.4 MeV
La reaccion global es:

34He ? 12C + ? + 7.2 MeV

Composicion

La composicion quimica de una estrella varia segun la generacion a la que pertenezca. Cuanto mas antigua sea mas baja sera su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrogeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos mas pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en volumen, la relacion es 90% de hidrogeno y 10% de helio.

En la Via Lactea las estrellas se clasifican segun su riqueza en metales en dos grandes grupos. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la poblacion I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la poblacion II. Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A mas elementos pesados mas joven es la estrella.

La composicion de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrogeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas solo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Ademas, las reacciones nucleares solo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoria de los casos, la composicion que tenia cuando se formo. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de conveccion penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composicion superficial con mas metales.

La estrella prototipicaEl Sol es tomado como la estrella prototipica, no porque sea especial en ningun sentido, sino porque es la mas cercana a la Tierra y por tanto la mas estudiada. La mayoria de las caracteristicas de las estrellas se suelen medir en unidades solares. Las magnitudes solares son usadas en astrofisica estelar como patrones.

La masa del Sol es:

Msol = 1.9891 × 1030 kg
y las masas de las otras estrellas se miden en masas solares abreviado como Msol.

Clasificacion

La primera clasificacion estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada en la Cultura Occidental a traves de Ptolomeo, en una obra llamada almagesto. Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra. Hiparco definio una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas mas brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituyo la base para la clasificacion actual.

La clasificacion moderna se realiza a traves del tipo espectral. Existen dos tipos de clasificacion, basados en dos catalogos diferentes: el catalogo de Henry Draper (HD) realizado en Harvard a principios del siglo XX, el cual determina lo que se denomina Tipo espectral, y el catalogo del Observatorio de Yerkes, realizado en 1943, el cual determina lo que se denomina Clase de luminosidad.

Tipos espectrales

Esta clasificacion distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el indice de color de la estrella.

La clasificacion es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente mas frio. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, tambien determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares.

Una pequena guia de los diferentes colores y ejemplos de estrellas pertenecientes al grupo se cita a continuacion:

 

Clasificacion

Color

Temperatura (°C)

Ejemplo

 

O B A F G K M

azul blanco-azul blanco blanco-amarillo amarillo naranja rojo

40,000-25,000 I 25,000-11,000 11,000-7,500 7,500-6,000 6,000-5,000 5,000-3,500 3,500-3,000

Cephei Spica Vega 'Procion Sol Arcturus Betelgeuse

Clases de luminosidad

Desafortunadamente la clasificacion de Harvard de tipos espectrales no determina univocamente las caracteristicas de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamanos muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificacion se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan lineas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamano.

Ambos sistemas de clasificacion son complementarios.

Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol. Tan solo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequena masa, podrian ser muy abundantes pero su debil luminosidad impide realizar un censo apropiado.

Mitologia estelar

Tal como ha sucedido con ciertas constelaciones y con el propio Sol, las estrellas en general tienen su propia mitologia. En estadios precientificos de la civilizacion se las ha observado como entidades vivientes (animismo), dotadas de fuerza sobrenatural. Se las ha identificado, eventualmente, con el alma de los muertos, o bien con dioses o diosas. La trayectoria de las estrellas y su configuracion en el espacio, aun hoy forman parte de algunos constructos culturales ligados al pensamiento magico.

Sistema Solar

El Sistema Solar esta formado por el Sol, el conjunto de cuerpos que orbitan a su alrededor y el espacio interplanetario comprendido entre ellos.

En la actualidad se conocen tambien mas de una decena de sistemas planetarios orbitando otras estrellas, y mas de un centenar de estrellas en las que se ha detectado la presencia de al menos un planeta.

Caracteristicas generales

Los planetas, la mayoria de los satelites y todos los asteroides orbitan alrededor del Sol en la misma direccion siguiendo orbitas elipticas en direccion antihoraria si se observa desde encima del polo norte del Sol. El plano aproximado en el que giran todos estos cuerpos se denomina ecliptica. Algunos objetos orbitan con un grado de inclinacion especialmente elevado, como Pluton con una inclinacion con respecto al eje de la ecliptica de 18º asi como una parte importante de los objetos del cinturon de Kuiper.

Segun sus caracteristicas, y avanzando del interior al exterior, los cuerpos que forman el sistema solar se clasifican en:

- Sol, una estrella de tipo espectral G2 que contiene mas del 99% de la masa del sistema.

- Planetas. Divididos en planetas interiores, tambien llamados terrestres o teluricos, y planetas exteriores o gigantes. Entre estos ultimos Jupiter y Saturno se denominan gigantes gaseosos mientras que Urano y Neptuno suelen nombrarse como gigantes helados. Todos los planetas gigantes tienen a su alrededor anillos.

- Planetas enanos. Esta nueva categoria inferior a planeta la creo la Union Astronomica Internacional en agosto de 2006. Se trata de cuerpos cuya masa les permite tener forma esferica, pero no es la suficiente para haber atraido todos los cuerpos a su alrededor. Cuerpos como el antiguo planeta Pluton, Ceres o 2003 UB313 (Xena) estan dentro de esta categoria.

- Satelites. Cuerpos mayores orbitando los planetas, algunos de gran tamano, como Ganimedes, en Jupiter o Titan, en Saturno.

- Asteroides. Cuerpos menores concentrados mayoritariamente en el cinturon de asteroides entre las orbitas de Marte y Jupiter. Su escasa masa no les permite tener forma regular.
Objetos del cinturon de Kuiper. Objetos helados exteriores en orbitas estables, los mayores de los cuales serian Sedna y Quaoar.

- Cometas. Objetos helados pequenos provenientes de la Nube de Oort.

El espacio interplanetario en torno al Sol contiene material disperso proveniente de la evaporacion de cometas y del escape de material proveniente de los diferentes cuerpos masivos. El polvo interestelar esta compuesto de particulas microscopicas solidas. El gas interplanetario es un tenue flujo de gas y particulas cargadas formando un plasma que es expulsado por el Sol en el viento solar. El limite exterior del Sistema Solar se define a traves de la region de interaccion entre el viento solar y el medio interestelar originado de la interaccion con otras estrellas. La region de interaccion entre ambos vientos se denomina heliopausa y determina los limites de influencia del Sol. La heliopausa puede encontrarse a unas 100 UA (15.000 millones de kilometros del Sol).

Los diferentes sistemas planetarios observados alrededor de otras estrellas parecen marcadamente diferentes a nuestro sistema solar, si bien existen problemas observacionales para detectar la presencia de planetas de baja masa en otras estrellas. Por lo tanto, no parece posible determinar hasta que punto nuestro sistema es caracteristico o atipico entre los sistemas planetarios del Universo.

Estructura del Sistema Solar

Las orbitas de los planetas mayores se encuentran ordenadas a distancias del Sol crecientes de modo que la distancia de cada planeta es aproximadamente el doble que la del planeta inmediatamente anterior. Esta relacion viene expresada matematicamente a traves de la ley de Titius-Bode, una formula que resume la posicion de los semiejes mayores de los planetas en Unidades Astronomicas. En su forma mas simple se escribe:

donde k = 0, 1, 2, 4, 8, 16, 32, 64, 128.

En esta formulacion la orbita de Mercurio se corresponde con (k=0) y semieje mayor 0.4 UA, y la orbita de Marte (k=4) se encuentra en 1.6 UA. En realidad las orbitas se encuentran en 0.38 y 1.52 UA. Ceres el mayor asteroide se encuentra en la posicion k=8. Esta ley no ajusta todos los planetas (Neptuno esta mucho mas cerca de lo que se predice por esta ley). Por el momento no hay ninguna explicacion de la ley de Titius-Bode y muchos cientificos consideran que se trata tan solo de una coincidencia.

Objetos principales del Sistema Solar

Estrella central

- Sol

Planetas

La siguiente tabla resume las caracteristicas principales de los planetas del Sistema Solar.

 

Planeta

Diametro ecuatorial

Masa

Radio orbital(UA)

Periodo orbital(anos)

Periodo de rotacion

Satelites naturales

Mercurio Venus Tierra Marte Jupiter Saturno Urano Neptuno

0.382 0.949 1.00 0.53 11.2 9.41 3.98 3.81

0.06 0.82 1.00 0.11 318 95 14.6 17.2

0.38 0.72 1.00 1.52 5.20 9.54 </