Siempre nos imaginamos el espacio como un lugar completamente vacío, sin embargo, a la luz de las últimas observaciones, la ciencia considera que en el cosmos es una gran masa de partículas que pueden surgir de repente tomando para ello energía del universo. Igualmente pueden desaparecer sin más ni más.
5. Los agujeros negros no son negros
Que los agujeros negros no son negros en lo absoluto no solo resulta una rareza sino una afirmación ilógica. Y aun así, es cierta. Los agujeros negros son oscuros pero no negros, pues emiten una luz llamada Radiación de Hawking―descubierta por el físico Stephen Hawking―. Eventualmente, el agujero irá perdiendo su masa y su energía hasta desaparecer.
4. Ubicuidad de las partículas
La ubicuidad de las partículas es una de las mayores rarezas del universo cuántico. Una partícula puede estar en dos lugares al mismo tiempo y eso, definitivamente, desafía nuestra lógica cartesiana. En efecto, los experimentos prueban que, antes de ser medido, un electrón que es colocado ante una placa con dos aberturas no atraviesa una u otra, sino ambas entradas.
3. La clave está en la observación humana
A lo largo de los años, los científicos han llegado a una conclusión muy interesante en relación con las partículas: la observación humana de estos eventos, de cierto modo, obliga al propio universo a tomar un camino. En el ejemplo anterior, cuando se realiza una medición, el electrón asume una de las dos aberturas. En el famoso experimento de Schrödinger, el gato está vivo-muerto mientras no abrimos la caja, pero al hacerlo, aparece una de las dos variantes. Es algo extraño, confuso, pero que señala una relación indisoluble entre el conocimiento humano y su percepción.
2. ¿Dónde están las partículas?
Otra cosa extraña es que nunca podemos saber con exactitud dónde se encuentra una partícula y cuál es su velocidad en un mismo instante de tiempo. Ello significa que si conocemos a qué velocidad va esa partícula no podemos localizarla, en cambio, si sabemos dónde se encuentra, no sabremos cuán rápido se está desplazando.
1. El presente afecta el futuro
Más extraño aún resulta el siguiente fenómeno: en el mismo experimento del electrón ante una placa con dos aberturas, se ha comprobado que si se observa cuál de las dos entradas atraviesa la luz, esta se comporta como una partícula, sin embargo, cuando se observa la pantalla a la cual llega ese haz, la luz se comporta como onda. Ahora bien, si se espera a que la luz atraviese las aberturas y se observa el camino que esta ha seguido, se fuerza a las partículas a atravesar una u otra abertura. Lo que significa que nuestra observación presente determina el comportamiento pasado de la luz.
El Big Crunch –‘gran colapso’ o ‘gran implosión’- es una de las teorías que se barajan sobre el destino final del universo. Si tuviésemos que simplificar, diríamos que se trata de la teoría opuesta al Big Bang.
El Big Crunch propone un universo cerrado, cuya expansión se iría frenando poco a poco hasta volver al punto original. De este modo, el universo se comprimiría y condensaría, por lo que su materia acabaría concentrándose en un solo punto previo, similar al existente antes del Big Bang. En otras palabras, la gravedad impediría la expansión del cosmos, con lo que éste empezaría a encogerse hasta finalmente ‘morir’ aplastado, aunque en realidad estaría concentrado en un solo punto. Tal y como afirma otra teoría, el Big Bounce (en castellano ‘universo oscilatorio’), tras el Big Crunch podría acontecer otro Big Bang, y así sucesivamente. De este modo, no podría descartarse la posibilidad de que nuestro universo provenga de un universo anterior, comprimido y ‘muerto’ tras un Big Crunch. Lo cierto es que éstas son sólo teorías sin una base del todo sólida. Otras como el Big Freeze o el Big Rip servirían también de alternativas para teorizar acerca del destino final del universo.
Después del Big Crunch… ¿hay vida? Muchos científicos suponen que, si en algún momento ocurre el Big Crunch, todo el universo quedará contenido en esa singularidad, y se dará el escenario propicio para comenzar un nuevo universo. Lo cierto es que el Big Crunch sería como rebobinar un casette: todo lo que se ha construido se va deshaciendo poco a poco, hasta volver al punto inicial. De esa semilla podría surgir una nueva explosión, y por ende, un universo se volvería a construir. ¿Conocías la teoría del Big Crunch y el fin de Universo? ¿Crees que esto es posible o piensas que el universo no dejará de expandirse nunca?
La detección de la materia oscura se remonta a comienzos de la década de 1930 cuando Jan Oorts, astrónomo holandés, se percató de que la velocidad orbital de las estrellas de la Vía Láctea no coincidía con la velocidad esperada. En las galaxias, las estrellas no se reparten aleatoriamente, sino que ocupan un lugar concreto en función de su masa y su velocidad orbital. Dicha velocidad debe ser la adecuada para que las estrellas no se precipiten hacia el centro galáctico y para evitar ser expulsadas hacia el espacio intergaláctico.
Jan Oorts, tras medir toda la masa contenida en nuestra galaxia llegó a la conclusión de que no había suficiente materia como para retener a las estrellas y evitar que salieran proyectadas. A ese déficit se le denominó materia oscura. Según sus cálculos, debería haber cinco veces más de materia oscura que de materia visible. Por debajo de esa proporción las estrellas vagarían por el espacio intergaláctico y las galaxias hubieran perdido ya su configuración física.
Pero ¿de qué está compuesta la materia oscura?
Una alternativa que se baraja es que los neutrinos guarden relación con ella. Estas minúsculas partículas elementales se originan a partir de las reacciones termonucleares de las estrellas. A diferencia de otras partículas, los neutrinos no tienen carga eléctrica alguna, no interaccionan prácticamente con nada, por lo que son muy escurridizas y lo llenan todo. El inconveniente es que apenas tienen masa.
Así es la primera foto de un agujero negro, captada por el Event Horizon Telescope: "Un absoluto monstruo" tres millones de veces más grande que la Tierra.
Un equipo internacional de astrónomos obtuvo la primera fotografía de un agujero negro.
Se trata de un agujero negro supermasivo 6.500 millones de veces más masivo que el Sol. El horizonte de sucesos tiene un diámetro de 40.000 millones de km, ocho veces más que el tamaño del Sistema Solar, y ha sido descrito por los científicos como "un monstruo". El agujero negro se encuentra a 55 millones de años luz de nuestro planeta y fue fotografiado por un proyecto internacional que combinó el poder de una red que cuenta con ocho radiotelescopios alrededor del mundo. El nombre de la iniciativa es Telescopio del Horizonte de Sucesos, Event Horizon Telescope o EHT por sus siglas en inglés, una colaboración en la que participan cerca de 200 científicos. El EHT buscaba fotografiar la silueta circular opaca que un agujero negro proyecta sobre un fondo más brillante.
El borde de esa sombra es el llamado horizonte de sucesos, el punto de no retorno más allá del cual la gravedad es tan extrema que incluso la luz no puede escapar.
El profesor Heino Falcke, de la Universidad Radboud en Holanda, quien propuso originalmente el experimento, dijo a la BBC que el agujero negro se encuentra en el corazón de la galaxia M87 en la constelación de Virgo.
"Lo que vemos en la imagen es más grande que todo nuestro Sistema Solar", afirmó Falcke.
"Tiene una masa que equivale a 6.500 millones de veces la masa del Sol. Y creemos que es uno de los agujeros negros más pesados que existen".
Diferentes tipos de estrellas:
Estrellas de la secuencia principal (V) - La secuencia principal es el grado de evolución de una estrella durante la cual se mantiene una reacción nuclear estable quemando hidrógeno. Esta es la etapa en la que una estrella pasa la mayor parte de su vida. Nuestro Sol es una estrella de secuencia principal. Una estrella de secuencia principal experimentará pequeñas fluctuaciones en la luminosidad y la temperatura. La cantidad de tiempo que una estrella pasa en esta fase depende de su masa. Las estrellas grandes y masivas tendrán una etapa corta de la secuencia principal, mientras que las estrellas menos masivas permanecerán en la secuencia principal mucho más tiempo. Las estrellas muy masivas agotan su combustible en unos pocos cientos de millones de años. Estrellas más pequeñas, como el Sol, se queman en varios miles de millones de años durante su etapa de secuencia principal. Las estrellas muy masivas se convertirán en gigantes azules durante la secuencia principal. La mayoría de las estrellas, el 90% son de secuencia principal.
En este tipo de estrellas podemos encontrar varias clases espectrales y su aumento de temperatura va relacionada con su aumento de tamaño tal y como se muestra la ilustración de abajo en una escala media. Hay pequeñas enanas rojas (tipo M), enanas naranjas (K), enanas amarillas (G) como el Sol, estrelllas blancas (F y A) y grandes estrellas azules (B y O).
Enanas rojas:
Una enana roja es muy pequeña y fría estrella de la secuencia principal, dosifican meticulosamente el combustible para prolongar su vida decenas de millardos de años. Si pudiéramos verlas todas, el cielo estaría cuajado de ellas, pero son tan débiles que sólo podemos observar las más cercanas. Su temperatura superficial es menor de alrededor de 3.500 ºC. Las enanas rojas son el tipo más común de estrella. Próxima Centauro es una enana roja.
Enanas naranjas:
Las enanas naranjas se encuentran en la secuencia principal y son estrellas algo más pequeñas que el Sol, menos luminosas y menos masivas. Un ejemplo de enana naranja es Alfa Centauro B.
Enanas amarillas:
Las enanas amarillas son estrellas pequeñas de la secuencia principal de tamaño parecido al Sol. Tienen vidas de más de 10.000 años, el 10% de la estrellas de la galaxia son enanas amarillas. El Sol es una enana amarilla.
Estrellas blancas:
Estas estrellas de secuencia principal son estrellas más grandes que el Sol, con un promedio de 2 a 3.6 veces su diámetro y con una masa entre 1,5 y 3 veces superior, también son más brillantes. Sirio A es un ejemplo de estrella blanca de secuencia principal.
Estrellas azules:
Estas estrellas que se encuentran en la secuencia principal con un promedio de 5 a 19 veces más grandes que el Sol. Mucho más luminosas y calientes y 60 veces más masivas. Un ejemplo de estrella azul de secuencia principal es Regulus.
Estrellas gigantes y luminosas (II y III)- Son estrellas que dejaron la secuencia principal. Es decir que han agotado sus reservas de hidrógeno en su núcleo y queman helio, entonces empiezan a hincharse y a decrecer su temperatura que es inferior en cada espectro a las de la secuencia principal. Se encuentran arriba en el diagrama de Hertzsprung - Russell. Normalmente tienen 100 veces el diámetro que tuvieron originalmente. Tienen diámetros que oscilan entre los 10 y 1000 veces el del Sol y hasta 1000 veces más luminosas. A modo de ejemplo una estrella azul de secuencia principal 8 veces más masiva que el Sol pasará por las fases de gigante azul, supergigante azul, blanca y amarilla hasta llegar a la fase de supergigante roja moviéndose a la derecha en el diagrama de Hertzsprung - Russell. En este grupo también podemos encontrar el tipo de estrellas gigantes luminosas con una luminosidad muy alta.
Hay estrellas gigantes en todos los espectros. Gigantes rojas, amarillas, naranjas, blancas y azules. La ilustración de abajo representa algunas estrellas gigantes comparadas con el Sol. Hay muchos tamaños para un mismo tipo espectral.
Estrella gigante roja:
Representa la última fase de desarrollo en la vida de una estrella, cuando su suministro de hidrógeno se ha agotado y el helio se fusiona. Esto hace que la estrella se colapse, elevando la temperatura en el núcleo. La superficie externa de la estrella se expande y se enfría, dándole un color rojizo. Dentro de 5000 millones de años el Sol pasará a esta fase. La estrella R Leonis de arriba es un ejemplo de gigante roja 330 veces más grande que el Sol.
Estrella gigante naranja:
Es el estado intermedio a la fase de gigante roja que pasan las estrellas de 0,8 y 10 masas solares. En este estado las estrellas fusionan helio en oxígeno y carbono. El Sol también pasará por esta fase intermedia antes de convertirse en gigante roja. Un ejemplo de una estrella gigante naranja es Arturo de la constelación del Boyero.
Estrella gigante amarilla:
Es otra fase de envejecimiento en el que se encuentran las estrellas que un día fueron más blancas y azules más brillantes y calientes que el Sol. Un ejemplo de gigante amarilla es Vindemiatrix de la constelación de Virgo.
Estrella gigante blanca:
No son muy habituales pero las hay. Pasan por esta fase las estrellas más calientes que el Sol antes de convertirse en gigantes rojas o supergigantes. Un ejemplo de gigante blanca es Thuban de la constelación del Dragón.
Estrella gigante azul:
Es la fase que permanecen algunas estrellas masivas tipo O y B pero no por mucho tiempo, pues habiendo finalizado la fusión del hidrógeno y comenzar a hincharse avanzan rápidamente hacia la derecha en el diagrama de Hertzsprung - Russell. Un ejemplo de estrella gigante azul es Alnitak de la constelación de Orión.
Estrellas supergigantes (I): Son estrellas mucho más grandes que el Sol y mucho más luminosas, auténticos monstruos en el espacio aunque muy escasas. Llegando incluso algunas a más de 1000 veces el tamaño del Sol. Una de ellas llenaría todo el sistema solar. Algunas de estas estrellas son el resultado de la evolución de una estrella de gran masa, pero otras son jóvenes como las de tipo O, aunque no permanecen en este estado mucho tiempo (unos pocos millones de años). Las hay de todos los espectros. La ilustración de abajo vemos la comparación de varias gigantes y supergigantes, de secuencia principal y el Sol.
Estrella supergigante azul:
Son jóvenes muy activas y de vida corta. Acabarán sus días como supernovas convirtiéndose en una estrella de neutrones o un agujero negro. Un ejemplo de supergigante azul es Rigel de la constelación de Orion.
Estrella supergigante blanca:
Más evolucionadas y raras. Son muy luminosas con una temperatura superficial de alrededor de 10.000 ° K. Deneb, una de las estrellas más brillantes de la Vía Láctea, una supergigante blanca, tiene la luminosidad de aproximadamente 60.000 veces mayor que la del Sol. Estrella supergigante amarilla:
Es la fase intermedia que experimentan algunas estrellas (más de 10 a 70 masas solares) entre supergigante azul y la supergigante roja. Son muy escasas ya que pasan poco tiempo en este estado. Un ejemplo de estrella supergigante amarilla es Mirfak de la constelación de Perseo.
Estrella supergigante naranja:
Es la siguiente etapa de una estrella en su proceso de envejecimiento llegando casi al final de su vida. Un ejemplo típico de supergigante naranja es Enif de la constelación de Pegaso.
Estrella supergigante roja:
Estrellas en la última etapa de su vida. Son las estrellas más grandes que pueden encontrarse en nuestro universo. Aunque no son muy calientes, rondan los 3000 a 4000 ºK. Llegarán a esta fase las estrellas que un día fueron gigantes azules. Betelgeuse es un ejemplo típico de supergigante roja a punto de explotar en cualquier momento.
Gigantes y supergigantes comparadas con el Sol
Estrellas débiles, prácticamente muertas (tipos VI y VII)
Subenana:
Las estrellas subenanas siendo del mismo tipo espectral que las de la secuencia principal tienen menos luminosidad y también son más pequeñas. Son generalmente de tipo espectral 0, B, G y M.
Enana marrón:
Una enana marrón es una "estrella", cuya masa es demasiado pequeña para tener lugar la fusión nuclear en su núcleo (la temperatura y la presión en su centro no son suficientes para la fusión). Una enana marrón no es muy luminosa. Por lo general se considera que tiene una masa entre 10e28 kg y 84 x 10e28.
Enanas blancas:
Una enana blanca es una pequeña, muy densa y caliente estrella que está compuesta principalmente de carbono. Estas estrellas débiles son lo que queda después de que una estrella gigante roja pierda sus capas exteriores. Sus núcleos nucleares se han agotado. Son del tamaño de la Tierra (pero tremendamente pesadas). A la larga pierden su calor y se convierten en una enana fría, de color negro oscuro. Nuestro Sol algún día se convertirá en una enana blanca y luego en una enana negra. La compañera de Sirio es una enana blanca.
Estrella de neutrones:
Una estrella de neutrones es muy pequeña y muy densa, una cucharadita de ella pesaría toneladas. Se compone sobre todo de neutrones. Son los cadáveres de una estrella masiva que murió en una supernova. Tiene una fina atmósfera de hidrógeno con un diámetro de alrededor de 5-10 millas (16.5 km) y una densidad de alrededor de 10e15 g / cm 3 .
Púlsar:
Un púlsar es una estrella de neutrones de rotación rápida que emite energía en forma de pulsos, poseen un intenso campo magnético.
Magnetar:
Un tipo de púlsar denso que gira rápidamente con un fuerte campo magnético y que expulsa en un segundo grandes cantidades de energía de rayos X y rayos gamma.
Estrellas binarias:
Estrella doble:
Una estrella doble es de dos estrellas que aparecen cerca una de la otra en el cielo. Algunas son verdaderas binarias (dos estrellas que giran alrededor de la otra), mientras que otras sólo aparecen juntas desde la Tierra, ya que ambas están en la misma línea de visión.
Estrellas binarias:
Una estrella binaria es un sistema de dos estrellas que giran alrededor de un centro común de masa (el baricentro). Alrededor de la mitad de todas las estrellas de la galaxia son estrellas binarias.
Polaris (la estrella polar del hemisferio norte de la Tierra) es parte de un sistema estelar binario.
Binaria eclipsante:
Una binaria eclipsante es de dos estrellas cercanas que parecen ser una sola estrella que varían en brillo. La variación en el brillo se debe a que las estrellas periódicamente se oscurecen la una a la otra. Algunos sistemas binarios de estrellas están inclinados (con respecto a nosotros) para que su plano orbital se vea desde su borde.
Estrella binaria de rayos X:
Las estrellas binarias de rayos-X son un tipo especial de estrella binaria en el que una de las estrellas es un objeto colapsado como una enana blanca, una estrella de neutrones o agujero negro . Cuando la materia se elimina de la estrella normal, cae en la estrella colapsada, produciendo rayos-X.
Estrellas variables - Estrellas que varían en luminosidad:
Las estrellas variables Cefeidas:
Las Variables Cefeidas son estrellas que varían regularmente en el tamaño y el cambio en el brillo. Como la estrella aumenta de tamaño, su brillo disminuye y viceversa. Las Variables Cefeidas no pueden estar permanentemente variables, las fluctuaciones pueden ser sólo una fase de inestabilidad que la estrella está pasando. Polaris y Delta Cephei son ejemplos de las Cefeidas.
Fuerzas fundamentales son aquellas fuerzas del Universo que no se pueden explicar en función de otras más básicas.
Las fuerzas o interacciones fundamentales conocidas hasta ahora son cuatro: gravitatoria, electromagnética, nuclear fuerte y nuclear débil.
La gravitatoria es la fuerza de atracción que un trozo de materia ejerce sobre otro, y afecta a todos los cuerpos. La gravedad es una fuerza muy débil y de un sólo sentido, pero de alcance infinito.
La fuerza electromagnética afecta a los cuerpos eléctricamente cargados, y es la fuerza involucrada en las transformaciones físicas y químicas de átomos y moléculas. Es mucho más intensa que la fuerza gravitatoria, tiene dos sentidos (positivo y negativo) y su alcance es infinito.
La fuerza o interacción nuclear fuerte es la que mantiene unidos los componentes de los núcleos atómicos, y actúa indistintamente entre dos nucleones cualesquiera, protones o neutrones. Su alcance es del orden de las dimensiones nucleares, pero es más intensa que la fuerza electromagnética.
La fuerza o interacción nuclear débil es la responsable de la desintegración beta de los neutrones; los neutrinos son sensibles únicamente a este tipo de interacción. Su intensidad es menor que la de la fuerza electromagnética y su alcance es aún menor que el de la interacción nuclear fuerte.
Todo lo que sucede en el Universo es debido a la actuación de una o varias de estas fuerzas que se diferencian unas de otras porque cada una implica el intercambio de un tipo diferente de partícula, denominada partícula de intercambio o intermediaria. Todas las partículas de intercambio son bosones, mientras que las partículas origen de la interacción son fermiones.
En la actualidad, los científicos intentan demostrar que todas estas fuerzas fundamentales, aparentemente diferentes, son manifestaciones, en circunstancias distintas, de un modo único de interacción. El término "teoría del campo unificado" engloba a las nuevas teorías en las que dos o más de las cuatro fuerzas fundamentales aparecen como si fueran básicamente idénticas.
La teoría de la gran unificación intenta unir en un único marco teórico las interacciones nuclear fuerte y nuclear débil, y la fuerza electromagnética. Esta teoría de campo unificado se halla todavía en proceso de ser comprobada. La teoría del todo es otra teoría de campo unificado que pretende proporcionar una descripción unificada de las cuatro fuerzas fundamentales.
