Un viaje al Cosmos - ciudadciencia.es · Sistema Solar hasta el origen del Universo, pasando por la vida de las estrellas y la interacción de las galaxias, entre otros, siempre combinando

Un viaje al Cosmosen 52 semanas

ANTXÓN ALBERDISILBIA LÓPEZ DE LACALLE COORDINADORES

CONSEJO SUPERIOR DE INVESTIGACIONES CIENTÍFICAS

COLECCIÓNDIVULGACIÓN

Hoy día existe tanta información en Internet que alguien que busque iniciarse en la astrofísica puede encontrarseperdido. Y ese interés de los ciudadanos por esta fascinanteciencia constituye, desde hace años, un importante desafío.Así, esta serie de artículos busca ofrecer una herramientabásica, completa y rigurosa, que bien pueda establecer lasbases de una futura profundización. Por ello hemos tratado de abarcar el mayor número posible de temas, desde elSistema Solar hasta el origen del Universo, pasando por lavida de las estrellas y la interacción de las galaxias, entre otros,siempre combinando los conceptos fundamentales conpinceladas sobre la investigación astronómica más actual.Todos ellos coordinados por científicos expertos y redactadoscon un lenguaje ameno y sencillo, acorde a las necesidadesde cualquiera que, sin conocimientos previos, busqueadentrarse en los secretos del Cosmos.

AN

TXÓ

N A

LBER

DI

/ SI

LBIA

LÓ

PEZ

DE

LAC

ALL

EC

OO

RD

INA

DO

RES

• U

n vi

aje

alCo

smos


4


9 788400 085 35 3

ISBN: 978-84-00-08535-3

04 Un viaje al Cosmos okok 18/5/07 13:12 Página 1




CONSEJO SUPERIOR DE INVESTIGACIONES CIENTÍFICAS

Coordinado por:

Antxón Alberdi Silbia López de Lacalle

Madrid, 2007

Con la COLECCIÓN DIVULGACIÓN, el CSIC cumple uno de sus principales objetivos: proveer de materiales rigurosos y divulgativos a un ampliosector de la sociedad. Los temas que forman la colección responden a la demanda de información de los ciudadanos sobre los temas que más les afectan:salud, medio ambiente, transformaciones tecnológicas y sociales… La colección está elaborada en un lenguaje asequible, y cada volumen está coordi-nado por destacados especialistas de las materias abordadas.

COMITÉ EDITORIAL

Pilar Tigeras Sánchez, directoraSusana Asensio Llamas, secretariaMiguel Ángel Puig-Samper MuleroAlfonso Navas SánchezGonzalo Nieto FelinerJavier Martínez de SalazarJaime Pérez del ValRafael Martínez CáceresCarmen Guerrero Martínez

Catálogo general de publicaciones oficialeshttp://www.060.es

© CSIC, 2007© Antxón Alberdi (coord.), Olga Muñoz (coord.), Silbia López de Lacalle, Rafael Rodrigo, José Carlos del Toro, José Luis Ortiz, Pablo Santos, Fernando More-

no, José Manuel Abad, José Juan López, Luisa Lara, Pedro Gutiérrez, Pedro Amado, Guillem Anglada, Antonio Delgado, Martín Guerrero, Miguel Ángel Pérez-Torres, Rafael Garrido, Javier Gorosábel, Isabel Márquez, Emilio J. Alfaro, Lourdes Verdes-Montenegro, Lucas Lara, Emilio J. García, José Luis Jaramillo, Car-los Barceló, José Antonio Jiménez, Narciso Benítez, Luis Costillo y José María Castro, 2007

Reservados todos los derechos por la legislación en materia de Propiedad Intelectual. Ni la totalidad ni parte de este libro, incluido el diseño de la cubierta puedereproducirse, almacenarse o transmitirse en manera alguna por medio ya sea electrónico, químico, mecánico, óptico, informático, de grabación o de fotocopia, sinpermiso previo por escrito de la editorial. Las noticias, asertos y opiniones contenidos en esta obra son de la exclusiva responsabilidad del autor o autores. La editorial, por su parte, sólo se hace responsabledel interés científico de sus publicaciones.

ISBN: 978-84-00-085-35-3NIPO: 653-07-037-6Depósito legal: M-24.154-2007

Edición a cargo de Cyan, Proyectos y Producciones Editoriales, S.A.

MINISTERIODE EDUCACIÓNY CIENCIA

Agradecimientos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

Autores . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

Presentación . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

1. Introducción. Un viaje por el Cosmos a la velocidad de la luz . . 19Antxón Alberdi, Olga Muñoz y Silbia López de Lacalle

2. El Sistema Solar: nuestro hogar en el Universo . . . . . . . . . . . 22Silbia López de Lacalle y Rafael Rodrigo

3. El Sol: la estrela más cercana . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26Silbia López de Lacalle y José Carlos del Toro

4. La cara turbulenta del Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29Silbia López de Lacalle

Índice

5. Mercurio: un planeta por descubrir . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33Silbia López de Lacalle y Rafael Rodrigo

6. Venus: a través de las nubes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37Silbia López de Lacalle y José Luis Ortiz

7. El equilibrio afortunado . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41Silbia López de Lacalle y José Luis Ortiz

8. La Luna, ¿nuestra próxima casa? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46Pablo Santos

9. Marte. El planeta rojo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51Silbia López de Lacalle

10. Marte: la senda del agua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55Silbia López de Lacalle

11. Júpiter. El gigante magnético . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60Fernando Moreno y José Manuel Abad

12. Júpiter. Un sistema solar en miniatura . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65Olga Muñoz

13. El coloso más ligero . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69José Luis Ortiz y José Manuel Abad

14. El sistema extravagante . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73José Juan López y Silbia López de Lacalle

15. Un mundo alrededor de Saturno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77José Juan López y Silbia López de Lacalle

16. El planeta tumbado . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 81Fernando Moreno y José Manuel Abad

17. Las lunas sombrías . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 85Fernando Moreno y José Manuel Abad

18. El gigante helado . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89Luisa Lara y Silbia López de Lacalle

19. El “planeta” del astrónomo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93Luisa Lara y Silbia López de Lacalle

20. Más allá de Neptuno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 98Pablo Santos

21. Radiantes bolas de nieve . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102Pedro Gutiérrez y Silbia López de Lacalle

22. El planeta que no fue . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106Pedro Gutiérrez y Silbia López de Lacalle

23. Las estrellas, por grupos y colores . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 110Silbia López de Lacalle y Pedro Amado

24. Mundos remotos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 114Silbia López de Lacalle

25. El nacimiento de las estrellas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 117Guillem Anglada y Silbia López de Lacalle

26. La evolución de las estrellas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 121Silbia López de Lacalle y Antonio Delgado

27. Soles moribundos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 125Martín Guerrero y Silbia López de Lacalle

28. La muerte explosiva . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 128Silbia López de Lacalle y Miguel Ángel Pérez-Torres

29. Los restos de las supernovas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 132Antxón Alberdi y Silbia López de Lacalle

30. El latido de las estrellas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 136Rafael Garrido y Silbia López de Lacalle

31. Entre las estrellas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 140Silbia López de Lacalle

32. Estadillos cósmicos de rayos gamma . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 144Javier Gorosábel y Silbia López de Lacalle

33. Llovizna cósmica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 148Silbia López de Lacalle

34. El zoo de las galaxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 152Isabel Márquez y Silbia López de Lacalle

35. La historia de nuestra Galaxia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 156Emilio J. Alfaro

36. Galaxias en colisión . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 160Lourdes Verdes-Montenegro y Silbia López de Lacalle

37. La intensa actividad galáctica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 165Silbia López de Lacalle

38. La unificación de las galaxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 169Lucas Lara y Silbia López de Lacalle

39. Filamentos y vacíos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 173Silbia López de Lacalle

40. Las leyes del Universo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 176Emilio J. García

41. El Universo en expansión . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 180José Luis Jaramillo

42. Los fósiles del Big Bang . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 184Silbia López de Lacalle

43. El Big Bang: problemas y soluciones . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 189Carlos Barceló

44. El futuro del Universo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 193José Antonio Jiménez y Emilio J. García

45. Más allá de la Relatividad . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 197Carlos Barceló

46. La edad del Universo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 201Emilio J. Alfaro y Silbia López de Lacalle

47. El germen de las galaxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 205Narciso Benítez

48. A tientas por el Universo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 209Silbia López de Lacalle

49. El gran ojo del astrónomo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 213Luis Costillo

50. Un desafío tecnológico . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 219José María Castro

51. El atractivo multimedia de la astrofísica . . . . . . . . . . . . . . . . . 224Lourdes Verdes-Montenegro, Rafael Garrido y Emilio J. García

52. ¿Han pasado 13.700 millones de años o 52 semanas? . . . . . 228Antxón Alberdi y Silbia López de Lacalle

ste volumen no hubiera nacido sin la iniciativa de Rafael Rodrigo, actual vicepresidentedel CSIC y entonces director del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA, CSIC), y de Ramón Ramos, director del diario Granada Hoy, perteneciente al Grupo EditorialJoly. Ellos concibieron la posibilidad de iniciar una colaboración semanal en las páginasde cultura del periódico, y qué mejor comienzo que realizar un viaje por el Universo,desde lo más cercano hasta sus confines. Agradecemos la colaboración de los científicosy técnicos del IAA, que estuvieron dispuestos a aportar datos e ideas y a discutir sobrelos contenidos de cada capítulo. Agradecemos la colaboración de Magdalena Trillo e Isidoro García, periodistas de la sección de Cultura de Granada Hoy, que actuaroncomo contacto dentro del periódico y que estuvieron siempre atentos a posiblesmejoras en la redacción y diagramación de los artículos. Agradecemos la colaboracióndel Grupo Editorial Joly, que extendió la publicación de esta serie de artículos a sucabecera en Málaga (Málaga Hoy). Nuestro agradecimiento final es para Pilar Tigeras y el Área de Cultura Científica del CSIC, que han posibilitado la difusión de estevolumen a través de su colección Divulgación.

Agradecimientos

E

13

n este volumen han participado los siguientes miembros del Instituto de Astrofísicade Andalucía (IAA, CSIC):

• Martín Guerrero• Miguel Ángel Pérez-Torres• Rafael Garrido• Javier Gorosábel• Isabel Márquez• Emilio J. Alfaro• Lourdes Verdes-Montenegro• Lucas Lara• Emilio J. García• José Luis Jaramillo• Carlos Barceló• José Antonio Jiménez• Narciso Benítez• Luis Postillo• José María Castro

Autores

15

• Antxón Alberdi (coord.)• Silbia López de Lacalle (coord.)• Olga Muñoz• Rafael Rodrigo• José Carlos del Toro• José Luis Ortiz• Pablo Santos• Fernando Moreno• José Manuel Abad• José Juan López• Luisa Lara• Pedro Gutiérrez• Pedro Amado• Guillem Anglada• Antonio Delgado

E

n marzo de 2004 surgió la posibilidad de establecer una colaboración única entre el Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA, CSIC) y el diario Granada Hoy. Se planteó como una serie de artículos que dibujaran un recorridopor el Universo, desde lo más cercano a lo más distante, que se extendiera a lolargo de todo un año y apareciera puntualmente todos los miércoles. Así surgió“Un viaje por el Cosmos en 52 semanas”, serie en la que participó un nutridogrupo de científicos del IAA y que ahora el CSIC recoge y edita en forma delibro.

La serie nació con la vocación de constituir una herramienta útil y actualizada para los interesados en la astronomía, y buscó combinar elconocimiento básico con los resultados científicos más novedosos. Por ello, del mismo modo que la astrofísica constituye una ciencia viva y en permanente avance, esta serie requeriría una actualización constante: así, enapenas tres años nos encontramos con un Plutón que ya no es consideradoplaneta; con nuevos datos sobre la posible presencia de agua en Marte; congéiseres en Encelado, un pequeño satélite de Saturno que se creía geológicamente inactivo; con una miríada de nuevos planetas girando alrededorde otras estrellas; con, quizá, un nuevo tipo de agujero negro y fascinantesresultados sobre las explosiones cortas de rayos gamma, uno de los eventos másenergéticos del Universo y, hasta hace poco, también uno de los másdesconocidos. Por no hablar de las misiones: muchas de las anticipadas en esta

Presentación

E

17

18

serie ya están en el espacio enviando datos, como COROT, que “abrió sus ojos”el pasado enero; otras, como BepiColombo, ya se encuentran en su fase dedesarrollo instrumental.

Una larga lista de novedades que exigirían un nuevo tomo de este viaje por el Cosmos. Queda pendiente.

ANTXÓN ALBERDI

SILBIA LÓPEZ DE LACALLE

ANTXÓN ALBERDI, OLGA MUÑOZ

Y SILBIA LÓPEZ DE LACALLE

19

uan Sebastián Elcano completó laprimera vuelta al mundo el 6 deseptiembre de 1522, tras recorrer78.000 kilómetros (aproximadamentedos veces el diámetro ecuatorial de laTierra) en un devastador viaje de casitres años: de los 240 hombres quepartieron distribuidos en cinco naves,regresaron tan sólo dieciocho a bordode la nave Victoria, la únicasuperviviente. Entre los fallecidos seencontraba el capitán de la expedición,Fernando de Magallanes, a quienElcano tomó el relevo. Durante el viajese sucedieron intentos de sublevación,combates con indígenas, travesías sinagua ni provisiones frescas y con latripulación afectada por el escorbuto.Cuando Elcano arribó al Puerto deSanta María, su último destino, pudopresumir de haber cumplido el objetivoinicial de su viaje al regresar con la nave

cargada de especias y, además, seconvirtió en el estandarte delaventurero y el descubridor.

Siguiendo su legado, el Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA) y el diario Granada Hoy proponen unviaje apasionante por el Cosmos. Seráuna travesía más cómoda y, porsupuesto, nada cruenta. Es un viajemás parecido al que emprendió Phileas Fogg en su Vuelta al Mundo en 80 días (Julio Verne), con laaudacia y la inteligencia como armaspara superar las fronteras. El riesgo selimitará a adentrarse en elconocimiento científico: seguiremosun recorrido por el Universo, desde lo más cercano (la Tierra y el SistemaSolar) hasta sus confines.

A lo largo de este viaje por el Cosmoslidiaremos con dos conceptosfundamentales: la distancia y la luz.

1. IntroducciónUn viaje por el Cosmos a la velocidad de la luz

J

Figura 1.1. Nuestro pequeño Sistema Solar,que se encuentra en uno de los brazosespirales de la Vía Láctea, es uno de los100.000 millones posibles de la galaxia. LaVía Láctea, por su parte, forma parte de unpequeño cúmulo de unas treinta galaxias,denominado Grupo Local, que se extiendea lo largo de unos diez millones de añosluz y que, además, se incluye en elSupercúmulo de Virgo, cuya visión sepierde en la estructura a gran escala delUniverso.

20

Nos olvidaremos del kilómetro, tan útilen tierra, y lo cambiaremos por el añoluz y la Unidad Astronómica; delmismo modo, nos familiarizaremos contipos de luz que el ojo humano esincapaz de captar pero que resultan degran interés en astrofísica, como elinfrarrojo o los rayos X.

Midiendo el infinito

Existe un símil muy utilizado parafacilitar la comprensión de las distanciasastronómicas: “si el Sol fuera unanaranja, la Tierra sería una cabeza dealfiler que gira a su alrededor a unadistancia de unos 15 metros; Júpitersería una cereza situada a 77 metros de la naranja; Plutón un granito dearena a 580 metros y la estrella máscercana, Próxima Centauri, sería otranaranja situada a unos 4.000kilómetros”. Aunque este tipo decomparación resulta útil para este caso,si nos alejamos de la vecindad solarresulta imprescindible contar con otrasunidades de medida. La primera, muysencilla aunque algo limitada, es laUnidad Astronómica (UA): se trata dela distancia que separa la Tierra del Sol,calculada en 150 millones dekilómetros y fácilmente aplicable aotros planetas; así, Mercurio seencuentra a un tercio de UA y Plutón a 40 UAs. Sin embargo, más allá de los

confines del Sistema Solar tendremosque emplear el año luz, o distancia querecorre la luz (a 300.000 km/seg) en unaño, ya que, si bien la luz que parte delSol tarda sólo ocho minutos en alcanzarla Tierra, la distancia a la estrella máscercana es tan grande que la luz tarda4,4 años en llegar hasta nosotros. Conestas pistas, los profanos ya podemoscomprender mejor el cuadro general,que vemos una de las imágenes.

La luz que no vemos

Por otra parte, dada la imposibilidad deestudiar in situ los cuerpos celestes, la luz(rigurosamente hablando radiaciónelectromagnética) que recibimos de ellosconstituye, en la inmensa mayoría de loscasos, nuestra única herramienta paraobtener información y conocer suestructura, composición o evolucióntemporal. Para extraer la máximainformación de la luz realizamosobservaciones en distintas regiones delespectro electromagnético, que agrupalos distintos tipos de radiación y permiteobtener información diferente ytotalmente complementaria del mismoobjeto. Es decir, los objetos que pueblan el Universo pueden aparecertotalmente diferentes dependiendo de las“gafas” que estemos utilizando paramirarlos. En la figura 1.2 tenemos unejemplo.

Figura 1.3. La radiación electromagnética sepuede representar mediante una onda quetransporta energía entre dos puntos delespacio moviéndose a 300.000 km/s. Cuantomayor sea la longitud de onda, o la distanciaentre dos de sus máximos consecutivos, menorserá la energía que transporta, y viceversa.

21

Figura 1.2. La galaxia activa Centaurus A o NGC5128: la imagen del óptico muestra la nube depolvo que cubre la galaxia, mientras que en elinfrarrojo podemos distinguir las estrellas quehay tras dicha nube. Las imágenes de radio yrayos X muestran un chorro de partículas dealta energía que se originan en el núcleo de lagalaxia, posiblemente en un agujero negrosupermasivo. Dependiendo del rango espectralque estemos utilizando en nuestrasobservaciones podremos estudiar fenómenosmuy diferentes.

Radio Microondas Infrarrojo Visible Ultravioleta Rayos-X Rayos Gamma

Edificios Personas Insectos Alfiler Protozoos Moléculas Átomos Núcleos atómicos

Rayos X (NASA/CXC/SAO) Óptico (AURA/NOAO/NSF)

Radio (NRAO/AUI) Infrarrojo (2MASS)

ómo y cuándo se formó el SistemaSolar, por qué los planetas son tandistintos unos de otros y quécaracterísticas comparten comointegrantes de un mismo sistema

El Sistema Solar constituye unapeculiar mezcla de cuerpos: unaestrella mediana, el Sol, nueveplanetas (algunos terrestres y otrosgaseosos), más de cien satélitesconocidos, millones de asteroides,trillones de cometas y viento solar (un flujo de partículas eléctricamentecargadas procedentes del Sol queinvade el espacio interplanetario). A lo largo de este viaje por elUniverso veremos las característicasindividuales de los cuerpos queforman el Sistema Solar, por lo quehoy quizá resulte más adecuado revisarsus características como sistema; para

ello resulta imprescindible acudir a un concepto básico, la gravedad, queconstituye el ingrediente principal entodos los sistemas que hallamos en elUniverso, desde un sistema planetariomúltiple a un sistema estelar binario o incluso una galaxia. La gravedad esla fuerza de atracción de todos loscuerpos materiales, proporcional alproducto de las masas e inversamenteproporcional al cuadrado de ladistancia entre ellas. Se trata de la fuerza que nos mantiene pegados alsuelo y la que provoca que las cosas secaigan y, en el Sistema Solar, provocaque el Sol (el cuerpo más prominente,que abarca el 98% de la masa total deéste), se presente como el elementodominante alrededor del que girantodos los demás cuerpos. Éstos, cuyasórbitas se sitúan en un planodenominado eclíptica, siguen el

SILBIA LÓPEZ DE LACALLE Y RAFAEL RODRIGO

2.El Sistema Solar: nuestrohogar en el Universo

C

22

Figura 2.1. Órbitas planetarias. Fuente: Addyson Wesley.

23

sentido de rotación del Sol sobre sueje (contrario a las agujas del reloj),tanto en su movimiento de rotación(sobre su propio eje) como en el detraslación (alrededor del Sol); existen,sin embargo, curiosas excepciones,como Venus o Plutón, que giran sobresu eje en sentido contrario, o Urano,que se halla literalmente “tumbado”(su eje de rotación casi coincide con la eclíptica).

Si bien la explicación física delmovimiento de los planetas, la ley deGravitación Universal, no fueformulada por Newton hasta 1666, yaen 1609 el astrónomo Johannes Keplerdescribió el movimiento de los planetaspor medio de tres leyes fundamentales,cuya validez se probó cierta alconvertirse en un método eficaz parapredecir la posición de éstos. Kepler,

tras estudiar las numerosasobservaciones realizadas por TychoBrahe, propuso como primera ley unmovimiento planetario que dibujabaórbitas elípticas, y no circulares como secreía, con el Sol en uno de los focos dela elipse. Así, cuando el planeta se hallaa la máxima distancia al Sol seencuentra en su afelio, en tanto que laposición de mayor proximidad conrespecto a éste se denomina perihelio.Sin embargo, a excepción de Plutón,que traza una órbita marcadamenteelíptica, el resto de planetas giran enórbitas casi circulares (la Tierra, porejemplo, dista 152 millones dekilómetros del Sol en su afelio y 147millones de kilómetros en su perihelio).La segunda ley de Kepler, por su parte,indica que la velocidad de un planetavaría a lo largo de su trayectoria (siendo

Figura 2.2. El Sistema Solar. De izquierda a derecha: el Sol, Mercurio, Venus, la Tierra,Marte, el cinturón de asteroides, Júpiter,Saturno, Urano, Neptuno y Plutón (más uncometa acercándose al Sol). Fuente: www.kidsastronomy.com.

TierraVenus Sol Mercurio

Neptuno

Plutón

Júpiter

Urano

Saturno

Marte

Figura 2.3. Imagen del tránsito de Venus, tomadapor el telescopio PETI del IAA.

más lenta en el afelio que en elperihelio), en tanto que la tercerapermite establecer una relación entrelos periodos de traslación de dosplanetas y sus distancias respectivas al Sol; esta ley nos permite, conocidala distancia de un cuerpo cualquiera al Sol, determinar la distancia al Sol de cualquier otro cuerpo del SistemaSolar.

Fenómenos: tránsitos y eclipses

Como consecuencia del movimientoorbital de los planetas en el plano dela eclíptica, ocurren fenómenos quepodemos observar desde la Tierra,como los eclipses y los tránsitos.Observamos un tránsito cuandoMercurio o Venus, los planetas másinternos, se alinean entre la Tierra yel Sol y dibujan su trayectoria sobre el disco solar. Se trata de eventos quetuvieron gran importancia para lamedición de la distancia de la Tierraal Sol, o Unidad Astronómica,aunque son muy poco frecuentes: lostránsitos de Mercurio se dan unasdoce veces por siglo y, en el caso deVenus, sólo se producen dos en cadaintervalo de 120 años (recientementehemos tenido el privilegio de observaruno, que vemos en la figura 2.3).También ocasionalmente el Sol nosofrece otro espectáculo fascinante: un

eclipse solar. Se trata de un fenómenomuy simple que sucede cuando el Sol,la Luna y la Tierra se hallanalineados: la sombra de la Luna seproyecta sobre la Tierra y, endeterminadas zonas del globoterráqueo, se observa cómo la Luna“tapa” el Sol. Finalmente, observamosun eclipse de Luna cuando la Tierrase interpone entre el Sol y la Luna yproyecta su sombra sobre ésta,fenómeno que resulta una excelenteocasión para la detección y el estudiode impactos de meteoritos sobre lasuperficie lunar.

Formación del sistema solar

El estudio de los meteoritos indica queel Sol, los planetas y el resto de loscomponentes del Sistema Solar seformaron aproximadamente haceunos 4.600 millones de años. Lateoría de formación del Sistema Solarmás aceptada es la llamada teoría dela condensación, según la cual el Sol y los planetas se formaron a partir deuna misma nube de gas y polvo(también llamada nebulosa) que,desestabilizada quizá debido a unaexplosión de supernova cercana,empezó a contraerse. Por efecto de lagravedad, esta nube comenzó acolapsar y a rotar hasta aplanarse enforma de disco, en cuyo centro, lazona más densa y caliente, nacería el

24

Sol; mientras, en las regiones másexternas, se crearon pequeños grumosde gas y polvo, llamadosplanetesimales, que poco a pocoacumularon materia suficiente paraconvertirse en planetas. La evidentediferencia que encontramos entre loscuerpos del Sistema Solar, quepueden clasificarse en terrestres(Mercurio, Venus, Tierra y Marte),gaseosos (Júpiter, Saturno, Urano y Nepturno) y helados (Plutón,objetos similares a éste como Quaoary Sedna y algunas lunas de losplanetas gaseosos, como Tritón),responde a las condiciones que, en su infancia, impuso el Sol: a sualrededor, la temperatura era tanelevada que sólo los elementos máspesados, como hierro, carbono y silicatos, podían permanecer enestado sólido y contribuir a laformación de los planetesimales,hecho que explica el carácter rocosode los planetas internos. En cambio,en la región externa del Sistema Solar,la temperatura era lo suficientementebaja como para que el agua, el

amoníaco o el metano formaranhielos que, en combinación conalgunos restos rocosos, formaron losnúcleos de los planetas gaseosos. Lafuerza de gravedad de estos núcleoshelados atrapó gran cantidad dehidrógeno y helio, elementospredominantes en este tipo deplanetas, sobre todo los de mayortamaño: Júpiter y Saturno.Finalmente, en los confines delSistema Solar se formaron los que hoyse conocen como ObjetosTransneptunianos y cuyo másconocido representante es Plutón.

A este periodo de formación deplanetesimales le siguió una etapa enla que el recién nacido Sol, medianteun fuerte viento estelar, terminó delimpiar de gas y polvo el espaciointerplanetario. Este momentodeterminó el fin de la acumulaciónde materia por parte de los planetasque, cientos de millones de añosdespués y tras muchas perturbaciones e impactos, seestabilizaron en las órbitas queconocemos hoy día.

Figura 2.4. Concepción artística de la formacióndel Sistema Solar. Fuente: Niel Brandt(Universidad Pensilvania).

25

demás de su evidente importancia e influencia sobre nuestras vidas, el Sol es la única estrella que podemosestudiar directamente en detalle

Aunque en estas fechas el Sol es elculpable de muchos de nuestros sofocosy no parece el momento ideal paraaproximarnos a los 6.000 grados detemperatura de su superficie, vamos a hacer un esfuerzo que el astro rey bienmerece: a fin de cuentas, estamos aquígracias su luz y calor y, además, loscambios o fenómenos que el Solexperimenta pueden afectar a laclimatología o las comunicaciones enTierra, de modo que nos interesaconocerlo bien. Por otro lado, se trata de la única estrella que podemos estudiardirectamente en detalle, por lo queresulta fundamental para la comprensiónde la física de otras estrellas.

Al igual que el resto de las estrellas, elSol es una gran esfera de gasincandescente, que debe su energía a lasreacciones termonucleares que seproducen en su núcleo: la fusión deátomos de hidrógeno da lugar al helio,proceso en el que se libera la energíaque viaja hacia la superficie y que semanifiesta en forma de luz y calor. Peroen ese viaje hasta la superficie la energíase transporta de distintos modos y através de las diversas capas del interiorsolar, en un recorrido que puede durarunos diez millones de años y en el quevamos a acompañarla.

El interior del Sol

El núcleo solar, que comprende un25% del radio del Sol y alberga unascondiciones de temperatura y densidad

SILBIA LÓPEZ DE LACALLE Y JOSÉ CARLOS DEL TORO

3.El Sol: la estrellamás cercana

A

26

Figura 3.1. Filamentos y protuberancias enla cromosfera. Se trata de densas nubes dematerial más frío que quedan suspendidassobre la superficie siguiendo los bucles delcampo magnético. Como consecuencia desu menor temperatura, se muestran oscurasen el disco (filamentos) y brillantes en ellimbo (protuberancias). En la cromosferatambién se distinguen las espículas,pequeñas erupciones que ascienden ydescienden a una velocidad del orden de20 km/s, y cuyo aspecto puede compararsecon el de una pradera en llamas.

27

que permiten la fusión del hidrógeno(hasta 15 millones de grados y 150 kg/l,diez veces la densidad del plomo),limita con la zona radiativa, que abarcael siguiente 45% del radio solar y secaracteriza por el modo en que setransporta la energía: los fotones, o partículas de luz, tras chocarseinsistentemente con los apretadísimosátomos que constituyen el materialestelar, consiguen acarrear su contenidoenergético hasta la zona convectiva, quese extiende casi hasta la superficie. Aquíel movimiento de los gases toma elrelevo en el transporte de energía: elgas, al igual que en una cazuela conagua hirviendo, se mezcla y burbujea,efecto que se manifiesta en la superficieen forma de lo que se conoce comogranulación. Entre las zonas radiativa y convectiva existe una fina capaintermedia con más importancia que la de una simple línea de transición:parece ser que en ella se genera elintenso campo magnético solar,responsable de la continua y, enocasiones, intensa actividad, quetrataremos la próxima semana.

Las regiones externas

La imagen del Sol que estamosacostumbrados a ver, la de un discoamarillo con algunas manchas oscuras,corresponde a la fotosfera o “esfera deluz”, una capa muy fina que presenta

estructuras muy características, comogránulos y manchas. En tanto que losprimeros se deben a la “ebullición” delgas ya mencionada, las manchas sonzonas más frías, de unos 4.000ºC, quevemos oscuras en comparación con susalrededores.

Casi totalmente transparente, lacromosfera se encuentra justo porencima de la fotosfera. Las imágenesque se han obtenido de esta región hansido tomadas durante el principio y elfinal los eclipses del Sol totales, en losque aparece como un anillo rojizo, ocon filtros muy específicos. Dichasimágenes revelan una serie defenómenos, como los filamentos,protuberancias y espículas (figura 3.1).

Finalmente, la corona es la capa másexterna de la atmósfera solar, formadapor gas de muy baja densidad y conuna extensión que supera los millonesde kilómetros. Podemos observarladurante los eclipses totales de Solcomo un halo blanquecino y, por sufuerte emisión en rayos X debido a su elevada temperatura —cercana almillón de grados—, también contelescopios diseñados para estalongitud de onda. Con ellos se hanobtenido imágenes que muestran“agujeros” en los polos de la corona,de donde se cree que procede el vientosolar, un chorro de partículaseléctricamente cargadas que, convelocidades de unos 400 km/s, invadeel espacio interplanetario.

28

El Sol, datos básicos

Diámetro: 1.391.980 km (en el interior de la esfera solar cabrían un millón deTierras).

Masa: 2 x 1030 kg (2.000 billones debillones de toneladas).

Temperatura en la superficie: 6.000ºC.

Temperatura en el centro: 15.000.000ºC.

Composición: hidrógeno (70%);helio (28% de su masa);elementos pesados (2% de trazas decarbono, nitrógeno, oxígeno, neón,magnesio, silicio y hierro).

Curiosidades

Estado: ni sólido ni gaseoso, la masa solarse denomina plasma. Este plasma es tenuey gaseoso en las zonas cercanas a lasuperficie y va haciéndose más denso haciael núcleo.

Rotación: el Sol no rota de forma rígidacomo los planetas sólidos, sino que lasregiones ecuatoriales rotan más rápido,con un periodo de unos 24 días, que lospolos, que completan una vuelta en unos30 días.

Temperatura coronal: si bien en el interiordel Sol la temperatura desciende con ladistancia al núcleo, encontramos unaenorme diferencia entre los 6.000 gradosde la superficie y casi el millón de lacorona. Aunque se han articulado diversasposibles explicaciones, aún no se hadeterminado el mecanismo responsable delcalentamiento coronal.

Figura 3.2. Concepción artística de la misiónUlysses (NASA/ESA), dedicada al estudio delSol en todas sus latitudes.

Figura 3.3. Este esquema muestra un corte del Sol, donde se distinguen las diferentesregiones que atraviesa la luz. Fuente: SOHO.

Figura 3.4. Manchas y gránulos en lafotosfera. Las marcas de los bordes señalanuna distancia de 1.000 kilómetros, con lo quelos gránulos pueden tener el tamaño de laPenínsula Ibérica.

unque de lejos pueda parecerlo, elSol no es, ni mucho menos, unaestrella tranquila: rota, pulsa yexperimenta fenómenos violentos

Si bien la semana pasada señalamos,sólo a modo de curiosidad, que el Solno rota de forma rígida sino que suregión ecuatorial gira más rápido quelos polos, hoy revisaremos lasespectaculares consecuencias de estefenómeno, que tienen relación con el campo magnético solar, hoyconsiderado la clave para entender el Sol. Debido a esta rotación desigual(técnicamente, “rotación diferencial”),las líneas del campo magnético que, encondiciones normales, deberían dirigirsedirectamente de norte a sur, se vantorciendo y formando densos haces endirección este-oeste (figura 4.1). Dichoshaces se manifiestan en la superficie en

forma de manchas, que no son sinoregiones algo más frías debido a que elcampo magnético bloquea el transportede energía hacia la superficie y ocasionaun descenso de la temperatura. Estasmanchas, conocidas desde hace más dedos mil años, se forman por grupos yconstituyen las regiones donde selocaliza la actividad solar y la mayoríade los fenómenos asociados a ella. Lasmanchas solares, cuyo tamaño medio seha establecido en unos 10.000 km,pueden desarrollarse en unos pocos díasy durar entre unos días y unos meses.

Entre 1645 y 1715, el Sol atravesóuna etapa de inactividad, hoydenominada Mínimo de Maunder, enla que la ausencia de manchas en lasuperficie solar vino acompañada deuna “pequeña edad de hielo” en laTierra. Cuando la actividad solar sereanudó, los astrónomos, convencidos


4. La cara turbulenta del Sol

A

29

Figura 4.2. Bucle postfulguración. Tras unafulguración, muchas veces se observanbucles formados por el material eyectadodurante la explosión. Fuente: NASA.

de la relación entre las manchas solares y el clima terrestre, comenzaron a guardarregistros de las primeras. En 1843, elastrónomo aficionado Heinrich Schwabeestudió estos registros y descubrió que elnúmero de manchas experimentaba unmáximo cada once años, con lo que seestableció el ciclo de actividad solar. Losciclos solares se empezaron a enumerar apartir del mínimo acaecido alrededor del1755, y en la actualidad el Sol se halla enel número 23.

El Sol en acción

Las manchas solares son una prueba de que el Sol no emite energía de formauniforme en toda su superficie, peroexisten otros fenómenos que locorroboran. Entre ellos destacan lasfulguraciones solares, fenómenosexplosivos que pueden liberar, en susescasos minutos de duración, cantidades

de energía equivalentes a millones debombas de hidrógeno. Las fulguracionesse producen en una región activa,probablemente con manchas, de lasuperficie solar; tras una intensa agitacióndel campo magnético, se manifiestancomo enormes descargas de energía,generalmente acompañadas de laexpulsión de materia al espacio. Hoy díase cree que las fulguraciones se deben a laliberación de energía acumulada en líneasde campo magnético que hanexperimentado una fuerte torsión; sicomparamos las líneas de campomagnético con las gomas de untirachinas, entenderemos mejor estaacumulación de energía: en un momentodado las líneas alcanzan el límite detorsión y liberan toda la energíarepentinamente, una energía que, en elcaso del tirachinas, se transmite a lapiedra que lanzamos. Las fulguracionescausan tormentas magnéticas en la Tierray generan no pocos efectos adversos en

30

Figura 4.1. Torsión de líneas. Representación esquemática de la torsión que experimentan las líneasdel campo magnético solar debido a la mayor velocidad de rotación de la región ecuatorial.Fuente: Roma Smoluchowski, El Sistema Solar.

1 2 3 4

Figura 4.3. Fenómenos explosivos. La imagen muestra, por fases, una eyección de masa coronal, en la que se expulsó material a más de 1.000 km/s. Fuente: High Altutude Observatory.

Figura 4.4. Aurora boreal. Una impresionanteconsecuencia de la actividad solar en la Tierra.Fuente: Juha Kinnunen.

31

protuberancias, también se dan deforma independiente, con unafrecuencia dependiente del ciclo solar:durante el mínimo se observa una porsemana, en tanto que cerca delmáximo se dan dos o tres por día.

Las eyecciones de masa coronalpueden alterar el flujo del viento solary, al igual que las fulguraciones, puedengenerar desde cambios climáticos ainterferencias en las comunicaciones, asícomo las hermosas auroras boreales,producidas cuando las partículascargadas expulsadas por el Sol sonconducidas por el campo magnéticoterrestre e interaccionan con los gasesde la atmósfera.

los sistemas técnicos terrestres, por lo quese han buscado métodos para predecirlos.Dada su correlación con las manchassolares, se ha establecido una clasificaciónde manchas dependiendo de susprobabilidades para producirfulguraciones, lo que ha permitidomejorar la capacidad para predecir, sobretodo, dónde tendrán lugar estos eventos.

Otro interesante fenómeno asociadoa la actividad solar son las eyeccionesde masa coronal, enormes burbujas degas que, también motivadas por elcampo magnético, son expulsadas delSol en el curso de varias horas.Aunque en muchas ocasiones aparecenasociadas a fulguraciones o

32

El proyecto Sunrise

Las claves para entender el Sol

El campo magnético solar se ha desveladocomo la clave para profundizar en elconocimiento del astro rey y, ya quedicho conocimiento constituye unaimprescindible herramienta parapredecir posibles efectos en el medioambiente espacial, un equipointernacional (Alemania, EE.UU. yEspaña) está desarrollando la misiónSUNRISE, destinada al estudio de laestructura y dinámica del magnetismosolar. SUNRISE, un telescopio solar queviajará en un globo estratosférico, selanzará en la Antártida en el veranoaustral de 2006-2007, aprovechando lasdiversas ventajas de esta región: seevitan los ciclos día y noche y se puedeobservar el Sol de forma ininterrumpidadurante toda la duración del vuelo, lo

que también permite una generación de energía constante gracias a lospaneles solares; SUNRISE se situará aunos 40 km sobre el nivel del mar, loque evita la degradación de lasimágenes por efecto de la atmósferacomo ocurre con los telescopiosterrestres.

España contribuye en la misión con elmagnetógrafo IMaX, en cuya elaboraciónparticipa el Instituto de Astrofísica deAndalucía (IAA). IMaX estudiará el campomagnético solar con una resolución sinprecedentes y por periodos de varios díascon una calidad de imagen constante, loque permitirá avanzar de forma notableen el conocimiento del magnetismo solar,su evolución y sus efectos sobre el mediointerplanetario.

Arriba: SUNRISEIzquierda: IMaX.

ercurio, uno de los grandesdesconocidos del Sistema Solar,presenta una serie de incógnitas que le van otorgando protagonismo en laexploración espacial

Mercurio, el planeta más cercano al Sol,se ha revelado como un mundo peculiarpor diversas razones: aun siendo el máspequeño después de Plutón, sudensidad supera a la de todos losdemás; muestra una superficie muyantigua y en parte similar a la de laLuna, aunque su interior se asemeja alde la Tierra; sufre la mayor variación detemperatura entre el día (450ºC) y lanoche (-180ºC) de todo el SistemaSolar; carece de satélites y de atmósfera(posee, no obstante, una tenue exosferacompuesta, entre otros, por hidrógeno,helio y oxígeno) y presenta unmisterioso campo magnético. El estudio

de los datos aportados por la misiónMariner 10 en los años 70 ha idogenerando incógnitas en relación a suestructura, historia geológica ycomposición, que dos misiones,Messenger de la NASA y BepiColombode la ESA, están dispuestas a resolver.

Debido a su proximidad al Sol,Mercurio ha constituido,históricamente, un objetivo difícil deobservar desde Tierra (de hecho, unaleyenda afirma que Copérnico muriósin haberlo observado). La sondaespacial Mariner 10, durante los tressobrevuelos que realizó entre 1974 y1975, obtuvo imágenes del 45% de lasuperficie con una resolución cinco milveces superior a la obtenida hastaentonces y aportó casi toda lainformación que se posee sobre elplaneta. Dicha información confirmó larelación entre los periodos de rotación

SILBIA LÓPEZ DE LACALLE Y RAFAEL RODRIGO

5.Mercurio: un planeta por descubrir

33

M

34

(58,65 días) y de traslación (88 días) deMercurio: debido a un fenómeno quese conoce como acoplamiento, éste rotatres veces mientras da dos vueltasalrededor del Sol. Así, cuando elplaneta se halla en su perihelio, oposición de su órbita más cercana alSol, un habitante de Mercurio veríacómo el Sol, tres veces más grande quecomo lo vemos desde la Tierra, vadeteniéndose en el cielo hasta pararsepor completo, moviéndose después ensentido contrario durante ocho días.Otro dato curioso es que, debido a lafalta de atmósfera, cuya densidad ycomposición determinan que el cielo enla Tierra se vea azul y en Marte rosáceo,el cielo de Mercurio aparece oscuroincluso durante el día.

Más que cráteres

Aunque la superficie de Mercurio,plagada de cráteres y llanuras, presenteun gran parecido con la de la Luna, laobservación detallada de las imágenesde Mariner 10, que abarcan sólo un

Figura 5.1. El 45% de Mercurio. El procesamiento de los datos de Mariner 10 dio lugar a estaimagen del inhóspito Mercurio, de cuya cara opuesta aún no se han obtenido imágenes. Fuente: Mariner 10, Astrogeology Team, U.S. Geological Survey.

35

hemisferio del planeta, ponen demanifiesto diferencias importantes.Mientras en nuestro satélite sedistinguen con nitidez regionesescarpadas, brillantes y cuajadas decráteres (“tierras”) y otras hundidas yoscuras (“mares”), Mercurio no muestrauna dicotomía tan clara: sí presentatierras altas y tierras bajas, pero de muysimilar apariencia; además, en las tierrasaltas los cráteres comparten el espacio

con los llanos, formando una estructuramás compleja que la de la Luna.Asimismo, la escasez de grandes cráteres(de diámetros entre 20 y 50 km) en lasuperficie de Mercurio establece otranotable diferencia: sugiere que algúnfenómeno de naturaleza incierta (bienvolcánica o bien relacionada conimpactos de meteoritos) produjocambios en el terreno y borró gran partede los cráteres. En las regiones altas

y craterizadas de Mercurio se hanobservado también estructuras curiosas,denominados declives lobulados, quemarcan una nueva diferencia; se trata deacantilados recortados y poco profundosde cientos de kilómetros de longitudque probablemente se produjeron acausa de una contracción global de lacorteza provocada, a su vez, por unlento enfriamiento y una posteriorcontracción del núcleo de hierro.

Figura 5.3. Un corte de Mercurio. La elevada densidad del planeta tiene su origen en lasdimensiones de su núcleo de hierro, que abarca 1.800 de los 2.440 km de radio del mismo.Se estima que el núcleo contiene el 80% de la masa del planeta. Fuente: ESO.

Figura 5.2. Un tremendo impacto. La imagenmuestra una parte de la cuenca Caloris, deunos 1.300 km de diámetro, fruto de unenorme impacto. Fuente: NASA.

Corteza

Manto

Núcleo

Figura 5.4. Mariner 10. La misión que, haceya unos treinta años, nos aportó casi todala información que poseemos sobreMercurio. Fuente: Smithsonian Institution.

Incógnitas

La gran sorpresa que aportó Mariner 10fue el descubrimiento del campomagnético de Mercurio que, aunquemucho más débil, presenta la mismainteracción con el viento solar que elterrestre. En la Tierra, el campomagnético es consecuencia delmovimiento del material líquido de lasregiones externas del núcleo, pero el caso

de Mercurio desconcierta porque, dadosu tamaño, su núcleo debió de habersesolidificado hace mucho tiempo (dehecho, los acantilados mencionadosparecen consecuencia de ello). Al igualque con otras incógnitas sobre Mercurio,se han articulado varias hipótesis, perocarecemos de datos para comprobarlas;quedamos a la espera de la informaciónque las misiones Messenger yBepiColombo ofrezcan al respecto.

36

Messenger y BepiColombo

Rumbo a Mercurio

Del grupo de los planetas terrestres(Mercurio, Venus, Tierra y Marte), Mercurioes el menos explorado. Sin embargo, sucompendio de condiciones extremas(cercanía al Sol, variaciones detemperatura, reducido tamaño, altísimadensidad…), su desconcertante campomagnético y la posibilidad de que alberguehielo en depósitos polares, le han erigidocomo un digno objetivo en la exploraciónespacial. Además, existe un consensogeneralizado que afirma que su estudioaportará información única sobre laformación y evolución interna y geológicade los planetas terrestres, de modo quesendas misiones, Messenger (NASA) yBepiColombo (ESA), se preparan paradescubrir sus secretos. La primera ya seencuentra de camino a Mercurio (entraráen su órbita en marzo de 2011) en buscade respuestas relacionadas con la densidaddel planeta, su historia geológica o lanaturaleza de su campo magnético. Por suparte, la misión BepiColombo, que selanzará en el 2012 y se situará en la órbita de Mercurio en el 2015, completará los

datos de la sonda Messenger y contará conuna gran ventaja con respecto a ésta yaque dispondrá de dos módulos orbitales.Uno, fruto de una colaboración con Japón,se especializará en el estudio del campomagnético, en tanto que el otro,íntegramente europeo, se dedicará alestudio de la superficie. Aún en fase deevaluación, incorporará dos instrumentosen cuya elaboración participa el Institutode Astrofísica de Andalucía: Bepi-Cam, unacámara de alta resolución, y BELA, unaltímetro láser que analizará la topografíadel planeta.

Figura 5.5. Concepción artística dela misión BepiColombo, con sus dosmódulos orbitando Mercurio.Fuente: ESA.

asta los años 60, y debido a suparecido en tamaño, densidad ycomposición, Venus fue consideradauna “hermana gemela” de la Tierra.Nada más lejos de la realidad

En su obra Conversaciones sobre lapluralidad de los mundos, el humanistafrancés Bernard de Fontenelle describió,a finales del siglo XVII, cómo serían loshabitantes de Venus: “Se parecen a losmoros de Granada: gente pequeña ymorena, quemada por el Sol, llenos deingenio y fuego, siempre enamorados,escribiendo versos, organizandofestivales, bailes y torneos todos losdías”. Esta idea romántica de unplaneta Venus habitable, originada porsu parecido superficial con la Tierra,cayó en desgracia cuando se descubrióque su atmósfera estaba compuestaprincipalmente por dióxido de carbono

y que la temperatura de su superficiealcanzaba los 480ºC, calor suficientecomo para fundir el plomo.

Una peculiar atmósfera

La atmósfera de Venus, yconcretamente su espesa capa de nubes,se presenta como una barrera queimpide ver la superficie del planeta,accesible, no obstante, con técnicas deradar. Dicha envoltura opaca, situada a una altura de 65 a 80 km sobre lasuperficie, se compone mayormente de gotitas de ácido sulfúrico que, al igualque en la Tierra, producen lluvia, peroácida. Además, las nubes se mueven conuna velocidad sesenta veces superior a ladel planeta, lo que indica que en la altaatmósfera de Venus soplan vientos quepueden superar los 300 km/h y cuya

SILBIA LÓPEZ DE LACALLE Y JOSÉ LUIS ORTIZ

6.Venus: a través de la nubes

H

37

Figura 6.1. Eternamente nublado. Imagencoloreada de Venus tomada a unos 2,7millones de kilómetros de distancia por la naveespacial Galileo. Fuente: NASA.

Bajo estas condiciones, no sorprendeque Venus no albergue más agua que lapequeña proporción de vapor quecontiene la atmósfera y, aunque sepiensa que en un remoto pasado pudoincluso contener océanos, que sedescompusieron debido al calor y laradiación, este planeta, con sustemperaturas, vientos y presióndevastadores y su lluvia ácida, haresultado más el opuesto que el gemelode la Tierra.

Una superficie escurridiza

Nuestro conocimiento de la superficiedel planeta proviene de observacionesmediante radar realizadas desde Tierra y de la información aportada por lasmisiones Mariner (1962), quesobrevoló el planeta, Venera (1967,1970 y 1975), cuyas sondas aterrizaronsobre su superficie, Pioneer (1978), quepermaneció en la órbita de Venusdurante catorce años, y la sondaMagallanes, que cartografió medianteradar el 98% de la superficie de Venus.

existencia aún no ha sido explicada deforma eficaz. Lo que sí se ha explicadoes el motivo de las altas temperaturasdel planeta, que no se deben a queVenus se halle algo más cerca del Solque la Tierra, sino al efectoinvernadero producido por su densaatmósfera: ésta sólo deja pasar el 20%de la luz solar, que alcanza lasuperficie del planeta en forma deradiación visible y es reflejada enforma de calor, o radiación infrarroja.Sin embargo, el dióxido de carbono y el vapor de agua (éste en unaproporción mínima) de la atmósferaactúan como el techo de uninvernadero y no permiten que el calorescape, de modo que contribuyen alaumento de las temperaturas.

38

Figura 6.2. Venus al descubierto. Imagengenerada por ordenador de la superficie deVenus, resultado de la observación medianteradar de la nave Magallanes. Fuente: NASA.

Figura 6.4. Montes y valles.Imagen generada porordenador donde sedistinguen los montes Sif(izda.) y Gula (dcha.) y unprofundo valle en primerplano. Fuente: NASA.

39

rejuvenecido el rostro de Venus, cuya edad se estima en unos 600 millones de años. Aunque esterejuvenecimiento, en interacción conla corrosiva atmósfera, ha borradomuchas huellas de impacto, tambiénmenores por el inmejorable escudoque constituye su atmósfera, elplaneta presenta inmensos cráteresproducidos por asteroides, entre losque destaca el cráter Mead, de 280 kmde diámetro.

Aunque el planeta es notablementellano, muestra una topografía conestructuras geológicas similares a lasde la Tierra como montañas,cañones, valles y llanuras, e inclusodos continentes, Ishtar y Afrodita,que se alzan varios kilómetros porencima de la elevación media delterreno. La intensa actividadvolcánica del planeta, reflejada encráteres de 100 km de diámetro yríos de lava de 80 km de longitud, ha

Figura 6.3. Aterrizaje en venus. La cámaraa bordo del módulo de aterrizaje soviéticoVenera 13, antes de perecer producto delcalor y la presión, transmitió imágenes dela superficie de Venus y un análisis de lacomposición del suelo. Fuente: Programade Exploración Planetaria Soviético.

Figura 6.5. El cráter Mead. El mayorcráter de Venus, de 280 km de diámetro.Fuente: NASA.

Venus, en breve

Parecido con la Tierra: su diámetro y sumasa son, respectivamente, un 5% y un8% inferiores que los de la Tierra; sudensidad media también es algo menor,pero sugiere una estructura internasimilar a la de nuestro planeta, con undenso núcleo de hierro.

Rotación: la rotación de Venus esretrógrada, es decir, gira sobre su eje ensentido contrario al del resto de planetas(a excepción de Plutón), por lo que semueve muy despacio: un día en Venusequivale a 243 días terrestres, en tantoque un año dura sólo 225 días. Sedesconoce la razón de este fenómeno,pero una teoría afirma que Venus seformó a partir de una fuerte colisiónentre dos grandes masas, que anularonsus movimientos de rotación respectivos.

Carencias: Venus carece de campomagnético y de satélites.

Presión atmosférica: la envoltura gaseosade Venus ejerce una presión sobre lasuperficie unas noventa veces mayor quela de la Tierra, equivalente a unaprofundidad en el mar deaproximadamente 1.000 metros.

Un único hombre en Venus: la UniónAstronómica Internacional (IAU) decidióque los rasgos geológicos de Venusfueran caracterizados con nombre demujer: así, encontramos los continentesIshtar y Afrodita, la llanura Lavinia o elcráter Billie Holliday. Sólo una excepción:el Monte Maxwell, nombrado en honordel físico James Clerc Maxwell.

40

a Tierra presenta características poco comunes entre los planetasinternos del Sistema Solar, entre las que destacan los océanos y la vida

La Tierra, el mayor de los planetasrocosos del Sistema Solar, supoescoger el lugar idóneo para establecer su órbita alrededor del Sol y se situó dentro de ladenominada “franja de habitabilidad”, o región alrededor deuna estrella en la que las condicionesde presión y temperatura le permitenalbergar agua líquida. Pero el planetaque habitamos, tal y como loconocemos, ha sido fruto de unacompleja evolución y una serie decambios en los que los mismos seresvivos han tomado parte desde susorígenes.

Una feliz historia

Teniendo en cuenta que todos losplanetas se formaron a partir de lamisma nebulosa, y que la distancia alSol parece la única diferencia esencial,un extraterrestre llegaría a laconclusión de que la Tierra es untérmino medio entre Venus y Marte,con una atmósfera compuestabásicamente por dióxido de carbono,una presión de unas 20 a 40atmósferas y una temperatura mediade unos 227ºC. La realidad, noobstante, es bien distinta: la atmósferaterrestre se compone en un 80% denitrógeno y un 20% de oxígeno(además de pequeñas cantidades de otros gases) y genera una presión de una atmósfera en la superficie, cuyatemperatura media se encuentraalrededor de los 18ºC.

SILBIA LÓPEZ DE LACALLE Y JOSÉ LUIS ORTIZ

7. El equlibrio afortunado

L

41

Figura 7.1. El planeta azul.Más del 70% de la superficieterrestre se halla cubierta deagua, como muestra estaimagen construida a partir deuna serie de imágenesobtenidas por satélites.Fuente: NASA.

Figura 7.2. El tifón Odessa. Visto desde elaire, presenta un ojo circular casi perfecto,indicador de los fuertes vientos queprodujo. Fuente: LPI/NASA.

43

¿A qué se deben, entonces, lasclementes condiciones del planetaazul? La respuesta requiere un poco de historia remota: los planetas rocosos,durante su formación, desarrollaronatmósferas de hidrógeno y helio que elSol, en una etapa violenta, contribuyóa eliminar. Pero los planetasconservaron su baza en forma de calor

interno, que fundió sus interiores y provocó que los elementos máspesados, como el hierro, descendieranhasta el núcleo y allí se enfriaran. Esteenfriamiento, junto con la acción delos gases, desató una fase de enérgicovulcanismo que arrojó al exterior losgases que constituirían las nuevasatmósferas, compuestas, sobre todo,

Figura 7.3. Santa Helena en erupción. Procesossimilares a éste, ocurrido en EE.UU. en 1980,expulsaron los gases que formarían laatmósfera terrestre. Imagen tomada desdeun helicóptero por J. W. Vallance.

44

por dióxido de carbono y vapor deagua, junto con amoniaco y metano.

La evolución posterior dependió de lamasa del planeta y, sobre todo, de sudistancia al Sol: Mercurio, tan pequeño,carecía de suficiente calor interno y deuna fuerza de gravedad que retuviera laatmósfera; Venus, que recibe del Sol eldoble de energía que la Tierra, sufriólas consecuencias de un desmesuradoefecto invernadero provocadas por sudensa atmósfera y padece temperaturasabrasadoras; Marte, más frío, lejano ypequeño, experimentó un vulcanismodébil y su baja fuerza de gravedad dejóescapar gran parte de los gases; por suparte, la Tierra presentó unasafortunadas complicaciones, debidas a su situación dentro de la franja dehabitabilidad: el vapor de agua de laatmósfera se condensó y formó océanos,que absorbieron parte del dióxido decarbono mientras que la radiación solardescomponía parte del amoniaco y elvapor de agua atmosféricos ennitrógeno y oxígeno. La vida surgió enlos océanos, único lugar habitabledebido a la fuerte radiación ultravioleta

del Sol. Las algas y plantas marinasutilizaron el dióxido de carbono yexpulsaron oxígeno que, tras cientos de millones de años, fue tan abundanteque una parte se convirtió en ozono y se formó la capa que nos protege de laradiación solar dañina. Así, gracias a diversos mecanismos que funcionaronen un delicado equilibrio, la vidacomenzó a poblar el terreno seco y,literalmente, a transformar la superficiedel planeta.

La superficie cambiante

Aunque en el colegio, quizá por evitarcomplicaciones, sólo nos hablaran denúcleo, manto y corteza comoelementos principales de la estructurade la Tierra, existen dos regiones, laastenosfera y la litosfera, en las quetienen lugar fenómenos de gran interésgeológico. La astenosfera, de caráctermaleable, se encuentra en la zonasuperior del manto, justo por debajo dela rígida litosfera, que abarca la capafinal del manto y toda la corteza. Dicha

Figura 7.6. Por dentro. Estructura internade la Tierra, con sus distintas regionesdiferenciadas.

Figura 7.5. Deriva continental. Visiónesquemática de la evolución de los continentesdebido al movimiento de las placas tectónicas.

45

litosfera, debido a la tensión térmicaprevia a la etapa de vulcanismo queoriginó la atmósfera, se rompió en variospedazos, hoy conocidos como placastectónicas, con serias implicaciones parael futuro geológico del planeta: las placas,al flotar sobre la flexible astenosfera, sevan deslizando horizontalmente en loque se denomina deriva continental, ycambian progresivamente el mapa de laTierra. De hecho, hace 200 millones deaños sólo existía un enorme continente,Pangea, que se fragmentó y evolucionóhasta el mapamundi actual. Pero lasconsecuencias de la deriva continental, o tectónica de placas, no se limitan a un

aumento o disminución de loscontinentes, sino que también sonresponsables de algunos accidentesgeológicos: las grandes cordilleras, comola del Himalaya, son producto de lacolisión de dos placas, proceso en el queuna se desliza por debajo de la otra ylevanta su extremo. Si, al contrario, dosplacas se alejan, surgirá una aberturaque, en Israel, dio como fruto el MarMuerto. El simple rozamiento de lasplacas puede tener tambiénconsecuencias catastróficas y, de hecho,los límites entre placas correspondencon las regiones de mayor actividadvolcánica y tectónica.

Figura 7.4. Cráter en Arizona. La superficie terrestre presenta pocos cráteres por varias razones:muchos caen al mar o se destruyen al atravesar la atmósfera, y las huellas en tierra se borrandebido a la erosión o a la actividad volcánica y tectónica. Quedan, no obstante, algunas huellas deimpacto como ésta. Fuente: NASA.

Pangaea

Corteza

Manto

Lito

sfer

a

Astenosfera

Mantosuperior

Núcleointerno(sólido)

Núcleoexterno(líquido)

Hoy

partir de la década de los 90 hanvuelto a enviarse sondas a la Luna,tras veinte años desde la últimavisita. Nuestro satélite aún guardamuchos misterios

“¿Deseas conocer por qué mediosmisteriosos llegué a la Luna?... ¡Yomismo descubrí no un medio, sinoseis, seis formas de violar el cielovirginal!”. Estas palabras, puestas enboca de Cyrano de Bergerac por elescritor francés Edmond Rostandhace más de un siglo, resumen elsueño que la contemplación denuestro satélite siempre ha inspiradoen el ser humano. Hubo que esperarhasta el año 1959 para que el primeringenio espacial tripulado, el Luna 1ruso, pasara a menos de 60.000 kmde la superficie lunar. Desde esemomento, la carrera hacia la

conquista de la Luna se sucedió enforma de 51 misiones espaciales notripuladas y siete tripuladas. Diezaños después del comienzo de estacarrera, la nave estadounidenseApollo 11 consiguió poner al primer hombre sobre la superficielunar, como soñara Cyrano, ymuchos otros, muchos siglos atrás.Esta carrera en pos de nuestrosatélite logró que doce humanoscaminaran sobre la superficie denuestro vecino espacial, pero en1976, tras el lanzamiento de la sonda rusa Luna 24, se abandonópor casi veinte años el envío demisiones a la Luna. Todas estasmisiones, así como las sondasenviadas en los últimos años, noshan permitido elaborar una visiónmás clara sobre el origen y laevolución de nuestro satélite.

PABLO SANTOS

8. La Luna, ¿nuestrapróxima casa?

A

46

Figura 8.1. A todo color. Imagen en falsocolor de la Luna, para enfatizar lasdiferencias de composición: los azulesrevelan áreas ricas en titanio y los naranjasy morados corresponden a regiones pobresen titanio y hierro. Fuente: NASA.

47

¿Hermana, hija o adoptadapor la Tierra?

Cuatro son las teorías que intentanexplicar el origen de la Luna. Todasdeben dilucidar por qué la composiciónlunar es, en parte, muy similar a la de lacorteza terrestre, por qué su densidad esmenor que la terrestre, por qué la Lunapresenta siempre la misma cara hacia la Tierra (esto se conoce como rotaciónsíncrona: se debe a que la rotación de laLuna y su revolución alrededor de laTierra duran lo mismo: 27 días, 7 horasy 43 minutos), y por qué la órbita lunarestá alejándose paulatinamente de laTierra.

La conocida como Teoría de la Fisióndefiende que la Luna se desgajó de laTierra aún en formación debido a larápida rotación de ésta; en este sentido,la Luna sería hija de la Tierra. LaTeoría del Disco Orbital sostiene queTierra y Luna se formaron a la vez apartir de la misma nubeprotoplanetaria, mediante procesos deunión de partículas (acrecimiento)similares; en este caso, la Luna seríahermana de la Tierra. La Teoría de laCaptura apunta que la Luna se formóen una región más lejana que la Tierray, posteriormente, fue capturada por lagravedad terrestre, que la habríaadoptado como satélite. La teoría másaceptada es la del Megaimpacto, quesugiere que un cuerpo de tamañosimilar a Marte chocó con la Tierra en

48

Figura 8.2. (Combinación cráteres/mares). Unmundo bombardeado. Las estructurasprincipales que se observan en la superficielunar son dos, los cráteres y los mares (zonasmás oscuras, ocupan un 15% de la superficie):

Mares: la actividad volcánica lunar cesó hace3.000 millones de años y originó los llamadosmares: enormes cuencas de impacto que seinundaron con grandes cantidades de lava.

Cráteres: debidos a impactos de meteoritossobre la superficie. Cualquier cuerpo quecolisione con la Luna producirá una cicatrizduradera, ya que la Luna no posee unaatmósfera protectora y erosiva como la de laTierra.

formación y arrancó de ella parte del material, que quedó girando a su alrededor. Este materialarrancado se enfrió al cabo de unosmil años formando nuestro satélite;otra vez, la Luna sería hija de laTierra.

La Luna del siglo XXI

El resurgimiento de las misionesespaciales a la Luna, representado porClementine (1994) y LunarProspector (1998), ambasnorteamericanas, ha aportado nuevosdatos sobre incógnitas que aúnpermanecían sin resolver: la Lunaparece presentar un pequeño núcleode hierro sólido de unos 600 km dediámetro y se han detectado dos zonasde campo magnético especialmenteintensas, una de las cuales es capazincluso de formar un escudomagnético (magnetosfera) que desvíael viento solar. Lunar Prospector hadetectado, con un instrumentollamado espectrómetro

Figura 8.4. En la Luna. Un astronauta de lamisión Apollo 11, Buzz Aldrin, prepara uninstrumento para medir los movimientosde la corteza lunar.

Figura 8.3. De camino. La nave SMART-1, que entró en la órbita de la Luna en diciembre de 2004.Fuente: ESA.

49

de neutrones, la existencia dehidrógeno en los polos lunares. Estehidrógeno podría hallarse en mineraleshidratados o, más improbablemente,en forma de hielo de agua. Eldescubrimiento de hidrógeno en laLuna implica que sería más sencillomantener una base humanapermanente, ya que dicho elemento seemplea como carburante para loscohetes.

Actualmente, la Agencia EspacialEuropea está analizando los primerosresultados de la sonda SMART-1,que fue lanzada en septiembre de

2003 y entró en órbita lunar ennoviembre de 2004. Esta sonda espionera en su clase, con un coheteeléctrico y siete instrumentoscientíficos miniaturizados. Japoneses,chinos y estadounidenses tienenproyectos a corto plazo para mandarnuevas sondas a la Luna y se proyectaque el ser humano regrese a nuestrovecino astro hacia 2015 o 2020,quizá para quedarse, ya que la Lunapuede ser un trampolín estupendopara la conquista humana del SistemaSolar o un posible hogar en unfuturo.

50

Impactos en la Luna

La Luna sigue siendo castigada

Se sabía que gran cantidad de meteoroidescontinuaban castigando la superficie lunar, pero nadiehabía sido capaz de detectar ópticamente suscolisiones. Un equipo del IAA consiguió detectar, porprimera vez con total certeza, varios de estos impactossobre la Luna en noviembre de 1999, durante la lluviade meteoros de las Leónidas. Actualmente el institutomantiene una red de pequeños telescopios queescudriñan mensualmente la superficie lunar en buscade destellos de estos impactos. El IAA es pionero eneste tipo de estudios lunares.

Figura 8. 5. Bombardeo. Imágenes de los impactos y suposición en la superficie lunar.

Impactos en la Luna

arte, el planeta rojo, ha constituidohistóricamente una fértil fuente demitos que la ciencia, poco a poco, ha ido desmintiendo

A lo largo de los tres últimos siglos,Marte ha sido un protagonistaindiscutible: variadísimas teorías sobreel planeta rojo han postulado laexistencia de grandes canalesconstruidos para el transporte de agua,de zonas de vegetación y, porsupuesto, de marcianos. Todas estascreencias fueron revelándoseincongruentes, sobre todo a medidaque las primeras misiones, las Marinery Viking, recondujeron, a partir de losaños sesenta del siglo pasado, estepolémico planeta hacia una firmesenda científica. No obstante, y a pesarde la abundante información de que sedispone, Marte sigue presentando

enigmas, sobre todo en relación con laexistencia de agua.

A grandes rasgos

Si bien la apariencia actual de Marte seadecua con bastante precisión a ladescripción de “desierto helado”,existen muchos indicios que apuntan a un pasado algo más benévolo. Conuna temperatura media de -63º y unapresión atmosférica cien veces inferior a la de la Tierra, la existencia de agualíquida sobre la superficie quedadescartada ya que si, por ejemplo,consiguiésemos hacer llegar un vaso deagua hasta allí, se congelaría o seevaporaría inmediatamente. Noobstante, existen estructuras geológicassimilares a las que el agua modela ennuestro planeta: las imágenes de


9. Marte. El planeta rojo

M

51

Figura 9.1. Marte y Fobos. La formairregular y la baja densidad de Fobos yDeimos, los satélites de Marte, sugierenque se trata de asteroides capturados porla fuerza de gravedad marciana.

antiguos ríos, deltas, afluentes o lagosmarcianos, cuya edad se estima en unos4.000 millones de años, indican que elplaneta debió de ser relativamentecálido a lo largo de sus primeros 500millones de años. En ese intervalo detiempo, Marte debió de ser bastanteactivo, con periodos cálidos y húmedosy abundante actividad volcánica, asícomo con una atmósfera más espesaque generara el efecto invernaderonecesario para establecer unatemperatura superior a 0º y permitir elflujo de agua líquida por la superficie.A lo largo de los siguientes 1.000millones de años, la actividad geológicacomenzó a disminuir y el agua de lasuperficie a congelarse y a formar masasde hielo superficiales y subterráneas; secree que, quizá por causa de grandesimpactos, ese agua fue expulsadacatastróficamente hacia la superficie,formando las huellas fluviales queconocemos. Sin embargo, en la eraactual, que comenzó hace unos 2.000 o 3.000 millones de años, no queda nirastro del agua que supuestamenteinundó el planeta, así como de la densaatmósfera que lo cubría, ausencias antelas que se han articulado variasposibilidades: puede que, debido a subaja fuerza de gravedad, Marte fueraincapaz de retener su atmósfera y ésta se perdiera en el espacio o, quizá, aún se conserva en forma de hielo en elregolito marciano (una capa superficialcreada por impactos de meteoritos).

Esta última hipótesis cuadra bastantebien con uno de los posibles destinosdel agua perdida: los estudios deloxígeno de la atmósfera de Marteresultaron incompatibles con el escapede grandes cantidades de agua, demodo que se impuso la idea de quedebía de estar congelada y almacenadaen el subsuelo marciano en forma desuelo helado o permafrost (una especiede barro congelado que cubre losprimeros metros de profundidad delplaneta). No obstante, se hanformulado un buen número de teoríasque intentan explicar los valles y canalesmarcianos y que proponen desde un“pasado azul” de Marte, cuyohemisferio norte se hallaba cubierto porun océano, hasta otras que apuntan aldióxido de carbono sólido o a unaconjunción de viento, polvo ysedimentos como agentes causantes delas estructuras geológicas que se hanatribuido a torrentes de agua en elpasado. Algunas teorías se establecen enuna posición intermedia y afirman queprocesos de hundimiento, producidospor el reblandecimiento y derrumbe delsuelo debido al agua subterránea,originaron los misteriosos valles.

Una atmósfera huidiza

Las condiciones físicas en la superficiede Marte, que conjugan una presiónatmosférica cien veces menor que la

52

Figura 9.3. Atmósfera marciana. Detalle de la atmósfera donde también puede observarse laabundancia de cráteres de la superficie del planeta. Fuente: NASA.

Figura 9.2. El monte Olimpo. El mayor volcándel Sistema Solar, con unos 24 km de altura y una caldera (imagen izda.) de unos 3 km de profundidad. Fuente: ESA/DLR/FU Berlín (G. Neukum) y MOLA.

53

terrestre y una temperatura media de -63º, crean unas condiciones en las queel agua líquida es inestable y seencuentra bien en estado sólido o biengaseoso. Los antiguos valles y afluentes,presumiblemente creados por torrentesde agua, indican que la atmósferamarciana, en su infancia, debió de sermás densa para permitir la existencia deagua líquida en abundancia. Pero,independientemente del proceso queprovocó su disminución hasta elmínimo actual (seis milibares), esta cifraresulta interesante porque se halla justopor debajo del valor del punto triple delagua, que delimita las condiciones enlas que el agua puede existir en sus tres

Figura 9.4. Huellas del agua. Esta imagenmuestra las hondonadas, aparentementeevidencia de una reciente erosiónproducida por el agua. Fuente: NASA.

Figura 9.5. Ilusorios canales. Una imagen de Marte captada por el Telescopio Espacial Hubble,comparada con el concepto que se tenía del planeta en el siglo XVIII: una superficie cubierta de canales que indicaban la existencia de vida inteligente. Fuente: NASA.

estados y que combina la temperatura(0,01ºC) con la presión (6,1milibares). Si bien el agua líquidapuede existir en Marte de formatransitoria (existen regiones muyhundidas, como el cráter denominadoHellas Basin, donde la presión puedesuperar la media, y momentos en quela temperatura aumenta hasta 27ºC,condiciones en las que el agua líquidaes posible), siempre se congelará o seevaporará. Algunos científicos opinan

54

que la propia atmósfera de Marte seautolimita a este respecto: si la presiónfuera mayor y permitiera que el aguacorriera por la superficie del planeta, eldióxido de carbono de la atmósfera sedisolvería en el agua y terminaría enforma de carbonatos tras reaccionarcon las rocas de silicato; comoconsecuencia, la atmósfera iríaperdiendo densidad hasta caer, denuevo, a un valor inferior al puntotriple del agua.

a historia de la exploración espacialde Marte se halla ligada a labúsqueda de agua, elementoprimordial para la existencia de vida

Hace cuatro décadas, antes de laprimera misión con éxito a Marte,algunos científicos aún creían en laexistencia de vegetación en Marte. Sinembargo, la veintena de imágenesobtenidas por la Mariner 4supusieron un verdadero jarro de aguafría: la superficie del planeta, plagadade cráteres de impacto, presentaba undesafortunado parecido con la de laLuna. Los cráteres apuntaban a unasuperficie muy antigua e inerte, queparecía no haber experimentadocambios en miles de millones de años.Los datos de la Mariner 4confirmaron también la bajísimapresión atmosférica, y su

combinación con las observaciones entierra demostró que no sólo laatmósfera se componía de dióxido decarbono sino que también los polos,presuntamente cubiertos de aguahelada, se hallaban recubiertos enrealidad de hielo seco o dióxido decarbono sólido.

En 1969, las naves Mariner 6 yMariner 7 tomaron fotografías —de lasregiones ecuatorial y australrespectivamente— que cubríanaproximadamente un 10% de lasuperficie del planeta. De nuevo, loscráteres acapararon los planos, aunquehubo un par de sorpresas: las imágenesdel polo sur mostraban un casquetepolar de aspecto joven y cambiante y sedescubrieron los “terrenos caóticos”,zonas de hundimiento que seatribuyeron a la fusión del permafrostmarciano.


10. Marte: la senda del agua

L

55

Figura 10.1. Deshielo. Esta imagen muestrael retroceso del hielo del polo nortemarciano con el aumento de temperaturadel planeta en octubre de 1996, enero ymarzo del 97. Fuente: NASA.

topándose con un descomunal sistemade cañones, el Valle Marineris, que seextiende unos 4.000 km a lo largo delecuador del planeta.

Los datos aportados por Mariner 9impulsaron la siguiente misiónnorteamericana, la Viking, entre cuyosprincipales objetivos se encontraba labúsqueda de pruebas de vida en Martey que contaba con módulos dedescenso. Gracias a los datos de estamisión se hizo evidente la denominada“dicotomía marciana”, que estableceuna división entre sus dos hemisferios:el norte, que sólo presenta dunas y sehalla situado en una cota entre dos ytres kilómetros inferior al resto del

56

En 1971, la nave Mariner 9representó un avance en la exploraciónespacial ya que consiguió situarse en laórbita de Marte, a diferencia de lasmisiones anteriores, diseñadas pararealizar observaciones del planeta en unvuelo “de paso”. Mariner 9 realizó uncartografiado sistemático del planeta, enel que emergieron estructurastotalmente inesperadas: se hallaronredes de canales y afluentes queparecían ríos secos, lo que sugirió quelas condiciones en Marte debieron deser en el pasado bien diferentes a lasactuales: el agua líquida debió de fluiren su superficie. Mariner 9 prosiguió sureconocimiento hacia el norte,

January 1997

HST •WFPC2

March 1997

MarsNorth Polar CapPRC97 • 15b • ST Sci OPO • May 20, 1997P. James (Univ. Toledo), T. Clancy (Space Science Inst.), S. Lee (Univ. colorado) and NASA

October 1996

planeta, y el hemisferio sur, plagado deimpactos de meteoritos, estructurasgeológicas y rasgos de deformacióntectónica. Sin embargo, losexperimentos biológicos, queacapararon gran parte de la atención,no encontraron muestras de vida enninguno de los lugares que visitaron losmódulos de descenso.

En 1996 comenzó el viaje de la naveMars Pathfinder, que contaba con unmódulo de descenso que alojaba elrover Sojourner y cuyos análisisapoyaron la hipótesis de un pasado más

Figura 10.2. Valle Marineris. Imagen tomadapor la cámara de alta resolución (HRSC) abordo de Mars Express, en color y 3D, quemuestra una región del Valle Marineris, conestructuras quizá atribuibles a la acción delagua. Fuente: ESA/DLR/FU Berlín (G. Neukum).

57

benévolo en Marte, con agua líquida ensu superficie y una atmósfera másdensa. El mismo año, aunque conmayor duración, partió hacia Marte lamisión Mars Global Surveyor, quedescubrió rastros del paso reciente defluidos sobre la superficie marciana, asícomo rocas estratificadas que sugeríanla existencia de lagos en el pasado y dehematita gris, un mineral que, en laTierra, se forma en ambienteshúmedos. En el año 2002, la misiónMars Odyssey aportó medidasespectrales que desvelaban la existencia

58

Figura 10.3. Dicotomíamarciana. Este gráfico,realizado por el grupo

investigador a cargo delMars Orbiter Laser

Altimeter (MOLA), muestrala diferencia de cota entreambos hemisferios, con elnorte situado en una cota

bastante inferior. Fuente: MOLA.

Figura 10.4. Mars Pathfinder. Esta imagenmuestra varios de los instrumentos de Mars

Pathfinder, entre ellos antenas decomunicación y paneles solares, además de dos

rampas de descenso para el rover Sojourner,que observamos a la derecha en el suelo

marciano. Fuente: NASA.

de hidrógeno en abundancia,compatibles con la existencia degrandes cantidades de agua heladamezcladas con las capas superiores desuelo en extensas áreas del planetapróximas a los polos.

La avidez de noticias sobre el planetarojo llegó a su clímax el pasado año,cuando la Agencia Espacial Europeavio, por fin, en la órbita marciana lanave Mars Express, fruto de unacolaboración internacional de variosaños, al tiempo que aterrizaban losrover gemelos de la NASA, Spirit yOpportunity, protagonistas de lamisión Mars Exploration Rovers. Elpasado enero, las señales emitidas pordos de los instrumentos a bordo de laMars Express detectaron la existencia

-8.000 -4.000 0 4.000 8.000 12.000Elevation meters

59

Figura 10.5. Hallazgos. Imagenmicroscópica tomada por el roverOpportunity que muestra texturas quequizá se originaron por el contacto de laroca con el agua líquida. Fuente: NASA.

de moléculas de hielo de agua en elpolo sur marciano, lo que constituyóla confirmación observacional de losindicios que la Mars Oddysey habíaaportado de forma indirecta. Por suparte, los rover de la NASA tambiénproducen un continuo flujo denoticias prácticamente desde suamartizaje. Ambos vehículos hananalizado el suelo marciano y han aportado diferentes pruebas de que las zonas donde se hallanestuvieron, hace mucho tiempo,recubiertas de agua. Entre las pruebasde Opportunity se encuentran ladetección de jarosita —un sulfato dehierro hidratado que pudo haberseformado en un lago ácido—, o la tomade imágenes de diversas texturas, comopequeñas esferas o cavidades rocosas,cuya formación parece relacionada conun prolongado contacto con agualíquida. Por su parte, Spirit, trastaladrar una roca volcánica apodada“Humphrey”, advirtió la presencia deun material brillante en las grietasinternas que se asemeja a los mineralesque, en la Tierra, cristalizan en agua.

úpiter, el planeta más masivo del Sistema Solar, se encuentra en la frontera entre los planetas y lasestrellas: emite más energía que la que recibe del Sol

Situado a una distancia cinco vecesmayor a la que separa la Tierra delSol, Júpiter es el más grande de todoslos planetas del Sistema Solar, con sus70.000 kilómetros de diámetro y unamasa superior a la suma de la del restode planetas, 318 veces la terrestre.Está rodeado de un importantesistema de anillos descubiertos por lamisión Voyager 1 en 1979 y denumerosos satélites, que superan lacincuentena, aunque de ellos sólo loscuatro descubiertos por Galileo en1610, Ío, Europa, Calisto yGanímedes, tengan un tamañoconsiderable. El resto apenas

alcanza unos pocos kilómetros dediámetro.

La gran masa del planeta hace queemita al espacio, como consecuencia dela contracción gravitatoria en su interior—y del calor que ésta genera—, unacantidad de energía superior a la querecibe del Sol, si bien no alcanza lamasa suficiente para inducir procesos defusión nuclear en su interior, comoocurre en el astro rey y otras estrellas.Pero si Júpiter hubiera sido 80 vecesmás masivo, hoy tendríamos dos solesen nuestro cielo.

Al igual que Saturno, Urano y Neptuno, es un planeta gaseoso.Aunque probablemente posea unnúcleo rocoso en su interior, nopresenta una superficie sólida como laTierra, Mercurio, Venus o Marte, y suatmósfera ocupa una gran parte delvolumen total del planeta.

FERNANDO MORENO Y JOSÉ MANUEL ABAD

11. Júpiter. El gigante magnético

J

60

Figura 11.1. Misterios. Detalle de la GranMancha Roja, considerada por loscientíficos como un enorme remolino.Fuente: NASA.

61

Una atmósfera muy dinámica

Cuando se observa Júpiter llamaespecialmente la atención su sistemade bandas paralelas al ecuador. Enrealidad, estas bandas —a las que sellama “cinturones” cuando son oscurasy “zonas” cuando son brillantes—están formadas por unos sistemas denubes de cristales de amoniaco muydensos, que se mueven a más de 400kilómetros por hora. Sobre ellas seextiende una neblina de espesor muyvariable compuesta de pequeñaspartículas, que proceden, cerca delecuador, de la fotosíntesis de ciertoshidrocarburos y, en los polos, delimpacto de partículas energéticassobre estas moléculas. Esto da lugar aunas largas cadenas de hidrocarburosque se condensan en altas regiones dela atmósfera. Si las condiciones detransparencia y estabilidad de laatmósfera son buenas, puedeapreciarse la Gran Mancha Roja, unenorme remolino en el que bienpodría caber dos veces la Tierra.

La Gran Mancha Roja permanecemuy estable; su tamaño apenas haevolucionado desde la primera vez quese observó, hace unos 300 años. Lasobservaciones combinadas en el rangovisible y el infrarrojo del espectroindican que esta región sufre una altapresión atmosférica, en la que las nubesmás altas se encuentran a una alturasuperior a las regiones circundantes.

La observación de la atmósfera desdevehículos espaciales y telescopios degran resolución ha permitido obtenerimágenes en las que se aprecia unainfinidad de estructuras, que amenudo cambian rápidamente. Estoindica que su dinámica es muy activa,lo que contrasta con la estabilidad delos llamados vientos zonales y de losgrandes remolinos, como la GranMancha Roja y otras “manchas”menores, llamadas óvalossubtropicales.

Las regiones polares muestran unaespesa capa de aerosoles —lasuspensión en gas de partículasultramicroscópicas de sólidos olíquidos—, que también pareceresultar bastante estable en el tiempo,

Figura 11.2. Detalle de una pareja de remolinosobtenida por las cámaras a bordo de Galileo.Mientras que el óvalo de la derecha rota ensentido contrario a las agujas del reloj, comotodos los óvalos anticiclónicos en Júpiter, el dela izquierda lo hace en sentido contrario, es unciclón. Ambos tienen un diámetro de unos3.500 km. La diferencia entre ellos (brillo,morfología y movimiento) constituyen pistasmuy importantes para comprender los procesosdinámicos en Júpiter.

63

aunque se aprecian diferenciaslongitudinales en su estructura. Estasregiones resultan fácilmenteobservables usando filtros quedetectan el gas metano, aunque no seael más abundante en la atmósfera.

64

Figura 11.4. Recreación gráfica. Concepción artística del campomagnético de Júpiter, en la que se aprecia la interacción de lossatélites y una aurora boreal. Fuente: NASA.

La magnetosfera y las auroras

Destaca otra característica delplaneta: el intenso campo magnéticoque se extiende a su alrededor,originado en la capa de hidrógenolíquido, llamado “metálico”, querodea el núcleo del planeta. A partirde esta capa y del rápido movimientode rotación de Júpiter, se generanunas corrientes eléctricas queinducen a su vez el campomagnético. Y es que el hidrógeno,sometido a las altas presiones delinterior del planeta, pasa a un estadolíquido en el que los electrones secomportan como si fueran libres, loque convierte al medio en un granconductor de la electricidad, de ahíla denominación de metálico.

La magnetosfera, región dealcance de este campo magnético,con una extensión superior a los 650millones de kilómetros, está llena departículas energéticas procedentesdel Sol y que forman parte delllamado viento solar. El campomagnético atrapa estas partículas,que producen una radiación decaracterísticas similares a losllamados cinturones de Van Allen enel entorno terrestre, pero de muchamayor intensidad.

Al igual que en las zonas polaresde la Tierra, en Júpiter también seproducen auroras cuando su campomagnético atrae las partículas delviento solar y éstas interaccionan conlos gases de la atmósfera. El satéliteÍo que por su proximidad a Júpiterpresenta una gran interacción con laspartículas de su magnetosfera,también contribuye a un aumento delas emisiones, que superan en milveces las terrestres.

Figura 11.3. Belleza. Aurora en el polo norte de Júpiter obtenida en el ultravioletalejano. Fuente: HST/NASA.

asta la fecha se han descubierto 63satélites orbitando alrededor delplaneta, de naturalezas muy dispares.Galileo descubrió cuatro de ellos: Ío,Europa, Ganímedes y Calisto

Júpiter y las lunas que orbitan en tornoa él se comparan a menudo a unpequeño sistema solar. Por la gran masaque contiene, la atracción que ejerce lagravedad de Júpiter es tan potente quecualquier cometa o asteroide que pasepor su campo de acción quedaráatrapado.

Éste es el curioso origen de algunosde los satélites de Júpiter. Rocososunos y otros helados, se cree quealguno de los satélites jovianos podría ofrecer las condicionesnecesarias para la aparición de la vida.Hoy se conoce la nada despreciablecantidad de 63 satélites en torno a

Júpiter, algunos de ellos descubiertoshace poco tiempo.

El descubrimiento de Galileo

En 1610, cuando Galileo descubrióunos puntos brillantes alineados junto a Júpiter, pensó que eran estrellas. Luegoconfirmaría que se trataba en realidadde cuatro satélites, para gran sorpresa deuna sociedad que hasta entonces sóloconocía la existencia de uno, la Luna.

Ío, Europa, Ganímedes y Calisto, lossatélites galileanos, giran en torno aJúpiter en pequeñas órbitas circularescon baja inclinación; se conocentambién como satélites interiores oregulares, pues orbitan relativamentecerca del planeta. Probablemente estosobjetos se originaron a partir del discode polvo y gas que rodeaba Júpiter

OLGA MUÑOZ

12. Júpiter. Un sistema solaren miniatura

H

65

66

durante su formación, al igual que losplanetas respecto al Sol.

La sonda Voyager se aproximó a Íoen 1979. No vio ningún cráter en susuperficie, a pesar de que los meteoritosla bombardean. El motivo: el satélite serenueva continuamente por una intensaactividad volcánica que lo baña contorrentes de lava. Altas montañas,alguna de las cuales dobla en altura alEverest, inmensas calderas y géiseresque lanzan azufre a más de 500kilómetros de altura completan elinhóspito paisaje.

La otra Europa

Europa, en cambio, está cubierta deuna capa de hielo. Según las imágenesobtenidas por la sonda Galileo, estopodría revelar la presencia de un océano

líquido bajo la superficie, donde quizáse dé algún tipo de vida primitiva.Calisto está surcado por una cantidad decráteres similar a la que presentan loscuerpos más antiguos del Sistema Solar,como la Luna, lo que indica que apenasha variado en los últimos 3.000 millonesde años. Y en Ganímedes, el mayor, sealternan unas regiones oscuras cubiertaspor cráteres con otras, más claras, dondese aprecian grandes fallas.

Ío, Europa y Ganímedes estáncondicionados por sus compañeros deviaje. El tiempo que emplea Ganímedesen dar una vuelta en torno a Júpiter esel doble que el de Europa, y el deEuropa, el doble que el que tarda Ío.Esta precisión en sus movimientosprovoca que los tres se alineen conrespecto a Júpiter cada cierto tiempo y sumen así sus fuerzas gravitatorias.Como resultado de estas fuerzas —llamadas también “de marea” por suparecido a las que la Luna ejerce sobrela Tierra—, sus órbitas se alteran y losvolcanes de Ío se activan. Y si Europaalbergase un océano oculto bajo su capade hielo, serían precisamente estas

Figura 12.1. Imágenes de satélite. De izquierdaa derecha: Tebe, Amaltea y Metis desde lanave Galileo. El gran cráter de impacto en

Tebe mide 40 kilómetros. Fuente: NASA.

67

mareas las que mantendrían enmovimiento sus aguas.

Deslizándose entre las órbitas de loshermanos mayores, otros cuatrosatélites pueblan las cercanías deJúpiter: Metis, Adrastea, Amaltea yThebe. Su tamaño oscila de los escasosocho kilómetros de diámetro deAdrastea a los 84 de Amaltea. A pesarde su tamaño, estos satélitesdesempeñan una función llamativa:pequeños fragmentos de materiainterplanetaria chocan contra ellos y,como consecuencia, se lanzan al espacionubes de partículas de polvo que danforma a los dos anillos que rodean

Júpiter, muy tenues para ser vistosdesde la Tierra.

Junto a ellos también gira unenjambre de lunas irregulares, conórbitas grandes y elípticas. Se trata desatélites muy pequeños —once de losveinte con diámetros conocidos nisiquiera alcanzan los diez kilómetros—,entre los que destaca Himalia, de 180kilómetros.

Se piensa que estos objetos fueroncapturados por el potente campogravitatorio de Júpiter cuando aún nohabía finalizado su formación, pues ensu mayoría giran en sentido contrario a la rotación del planeta.

La familia crece

Gracias a los avances en laobservación astronómica, se hanatisbado cientos de pequeños cuerposrocosos con diámetros mayores alkilómetro girando alrededor deJúpiter. En los últimos dos años se handescubierto 23 nuevos satélitesirregulares. Unidos a los 22descubiertos en 2001 y 2002, suman lanada despreciable cantidad de 63satélites. ¿Se hacen una idea delmaravilloso espectáculo que debe decontemplarse en el firmamentonocturno de Júpiter? Lástima que enel planeta no exista una superficiedonde tumbarse y que su atmósferade hidrógeno y helio resultetotalmente irrespirable, por no hablarde las temperaturas que habría quesoportar, inferiores a los cien gradosbajo cero.

68

Figura 12.3. De cerca. Detalles de Ío,Europa, Ganímedes y Calisto.Fuente: NASA.

Figura 12.2. Mini Sistema Solar.Júpiter y sus cuatro lunas mayores: Ío,Europa, Ganímedes y Calisto. Fuente: NASA.

Io Europa Ganymede Callisto

aturno, caracterizado por los vistososanillos que lo rodean, es el segundoplaneta en volumen del SistemaSolar. Es tan poco denso que podríaflotar en el agua

Contemplar Saturno depara una de lasmayores satisfacciones tanto al iniciadoen la astronomía como al principiante.Y es que los vistosos anillos quecaracterizan a este planeta, el segundoen volumen y masa del Sistema Solar,se pueden apreciar fácilmente con laayuda de un telescopio de potenciamedia.

Los anillos que rodean Saturno noson más que unas acumulaciones debloques de hielo de tamaño muydiverso, si bien parecen predominarentre ellos los de diez centímetros.Estos discos son extraordinariamenteplanos: mientras que su extensión

alcanza los 270.000 kilómetros, suespesor no supera los cien metros. Todala masa que contienen sería suficientepara formar un satélite típico.Precisamente, una hipótesis postula quese originaron a partir de los restos de unantiguo satélite que se desintegró.

La densidad total del planeta estambién extremadamente baja: sóloalcanza los 0.69 gramos porcentímetro cúbico. Como la del aguadel mar es de 1.03, resulta queSaturno podría flotar en la superficiedel océano… si fuera losuficientemente grande para albergarlo.

Pero el planeta también resultapeculiar por sus inmensas neblinas y laprofundidad de sus nubes,posiblemente de amoniaco. Suatmósfera se compone también dehidrógeno y helio, en una proporciónsimilar a la del Sol.

JOSÉ LUIS ORTIZ Y JOSÉ MANUEL ABAD

13. El coloso más ligero

S

69

70

Figura 13.1. Característico. Detalle de losanillos. Fuente: NASA.

Figura 13.2. Singular. Saturno, en falso color. Fuente: HST.

Lluvia de amoniaco

Las neblinas de amoniaco se condensansobre el planeta de una manera parecidaa la del agua que en la Tierra da lugar alas nubes y la lluvia. Por eso enSaturno, como en Júpiter, puede caerun chaparrón de amoniaco. Un sitiotan pestilente no resulta muy atractivopara vivir, aún menos después de medirla temperatura de las zonas de suatmósfera que pueden observarse desdela Tierra: 145 grados bajo cero.

Por si éstas no fueran trabassuficientes, los vientos tampoco invitan

a pasear por un planeta que, de todosmodos, carece de superficie sólida. Paraestar en Saturno hay que hacer frente acorrientes de más de 1.600 kilómetrospor hora.

Como su eje de rotación estábastante inclinado —algo más que elde la Tierra— el planeta tieneestaciones bien definidas. En invierno,el hemisferio norte recibe la luz menosperpendicularmente que en verano, loque entraña cambios climáticos, como en nuestro planeta. Estemovimiento permite además quedesde la Tierra se puedan admirar

Satur • January 4, 1998Hubble Space Telescope • NICMOS

Figura 13.3. Reproducción. Las “estaciones” de Saturno. Fuente: NASA.

71

perspectivas muy diferentes del planetaanillado.

Al igual que Júpiter, Saturno tieneuna fuente interna de calor: emite másenergía de la poca que le llega desde elSol, sólo una centésima parte de la querecibe la Tierra. No obstante, estegigante gaseoso se encuentra a nueveveces y media más lejos del Sol quenuestro planeta. La energía que emiteprocede de una pequeña contraccióncausada por la gravedad y de la caídahacia su interior del helio al condensarse.

Yendo precisamente hacia el interiordel planeta, se observa un aumento dela presión, como ocurre al sumergirsemás y más en el mar, aunque, encambio, la temperatura en Saturnoaumenta conforme nos sumergimos.Las presiones y las temperaturas llegan aser tan altas, que el hidrógeno se vuelvelíquido y adquiere algunas propiedadesde los metales, como la transmisión de

la electricidad, lo que provoca queSaturno despliegue un intenso campomagnético. Si aún nos internamos máshacia el corazón del planeta,terminaremos topándonos, muyposiblemente, con un núcleo “rocoso”formado de silicio, carbono, magnesio,aluminio y otros materiales. Este núcleocontendría tanta materia como todo elconjunto de la Tierra.

Una aceleración equívoca

Muy recientemente, la nave Cassini,que orbita en estos momentos en tornoa Saturno, ha mostrado que el métodousado tradicionalmente para medir larotación del planeta ofrece ahoraresultados bien distintos. El periodo derotación medido por Cassini es seisminutos mayor que el que midieron lasnaves Voyager en los años ochenta.

Figura 13.4. Exploración. La nave Cassini seaproxima a los anillos de Saturno. Fuente:NASA.

Resulta imposible que el planeta sehaya acelerado tanto en tan pocosaños, así que el error se encuentra en elmétodo de medición, basado en elcampo magnético del planeta. Hastaque la duda se disipe, los científicosdesconocen un dato tan básico comosu periodo de rotación. Y quizácuando al fin se sepa se esclarezcatambién el misterio de los vientos deSaturno, que soplan con mucha másfuerza hacia el Este que hacia el Oeste,a diferencia de lo que ocurre en su“gemelo” Júpiter.

72

os satélites de Saturno se revelansorprendentes tanto individualmentecomo en grupo, con rasgos únicos enel Sistema Solar

Aunque las lunas de Saturno parecenestar a la sombra de los espectacularesanillos del planeta, Saturno posee 33 satélites descubiertos hasta la fecha que constituyen unasorprendente y diversificadacolección. De ellos, 30 tienen nombrepropio y los restantes están a la esperade recibirlo debido a su recientedescubrimiento, dos este mismo año y uno el pasado.

Las lunas de Saturno representan unaenorme variedad de objetos: desde unsatélite como Titán, mayor que algunosplanetas y con una espesa atmósferaconstituida principalmente pornitrógeno, hasta objetos irregulares de

pocos kilómetros de tamaño yconstituidos por mezclas de rocas y hielo. Todos los satélites, a excepciónde Febe e Hiperión, rotan de formasíncrona o, al igual que la Luna,presentan siempre la misma cara haciael planeta. Sus periodos orbitales, o loque tardan en dar una vuelta alrededordel planeta, varían desde las casi 15horas que tarda el satélite Pan hasta losmás de tres años y medio que tarda elmás alejado de los conocidos hastaahora, Ymir.

Peculiaridades del grupo

La vida en común de este numerosoconjunto de satélites da lugar a unagran variedad de curiosascircunstancias: por ejemplo, Epimeteo y Jano tienen un acuerdo único en todo

JOSÉ JUAN LÓPEZ Y SILBIA LÓPEZ DE LACALLE

14. El sistema extravagante

L

73

74

Curiosidades

Los satélites troyanos

En un sistema de dos cuerpos quegiran uno alrededor del otro,como el de la Tierra y el Sol, se daun fenómeno producto de lacombinación de sus fuerzasgravitatorias: dos puntos de laórbita del cuerpo menor, en estecaso la Tierra, localizados sesentagrados por delante y por detrás deésta, constituyen la guarida idealpara un tercer cuerpo de pocamasa que busque una órbitaestable. Estos objetos reciben sunombre, troyanos, de Aquiles,Patroclo y Héctor, primeros

satélites de este tipo halladosalrededor de Júpiter. Pero Júpiterno tiene la exclusiva —aunque síel récord, con unos 1.700 objetoscolocados en sus puntos estables,la mayoría tan pequeños que nose consideran satélites—, sinoque en el sistema de Saturnotambién abunda este fenómeno:el satélite Tetis viaja escoltadopor sus troyanos Telesto yCalipso, uno delante y otrodetrás, y Dione se halla protegidopor su troyano Helena, quecamina delante.. Figura 14.1. Puntos estables: esquema con las posibles

localizaciones de los satélites troyanos.

Figura 14.2. La luna castigada. Imagen de Febe,tomada por la nave Cassini-Huygens.

Fuente: ESA.

Punto estable

Punto estable

60º

60º

que Titán e Hiperión se encuentranen una resonancia 3:4, es decir,mientras Titán da cuatro vueltasalrededor de Saturno, Hiperión da tres.

Curiosidades individuales

Muchos de los satélites de Saturnopresentan peculiaridades queconvierten el sistema en una caja desorpresas. Japeto, por ejemplo,constituyó un misterio desde sudescubrimiento por la diferencia dealbedo, o luz reflejada, entre sus doshemisferios; en tanto que la cara quequeda detrás en su giro alrededor deSaturno parece cubierta de hielo, pocose conoce de la otra mitad, diez vecesmás oscura y recubierta por una capade material oscuro de procedenciaexterna. Este hecho despistó a

75

el Sistema Solar: con unos diámetrosrespectivos de 115 y 178 kilómetros,la distancia que los separa apenasalcanza los 50 kilómetros, lo queparece anticipar una futura colisión.Pero su destino es bien distinto: unavez cada cuatro años los satélites seaproximan tanto que se intercambianlas órbitas; es decir, en una especie deballet cósmico, el más exterior pasa ala órbita interior y viceversa, y acontinuación retoman su nuevorumbo sin sobresaltos.

Otro fenómeno curioso aunquefrecuente en las lunas de Saturno es la resonancia orbital, que setraduce, de nuevo, en un acompasadobaile: así, el periodo orbital de Mimases exactamente la mitad que el deTetis, por lo que se cruzan siempre en la misma posición relativa.Encélado y Dione también comparten esta resonancia, en tanto

Figura 14.3. La familia al completo. Esteesquema muestra las diferencias detamaño y aspecto de algunas de las lunasde Saturno. Fuente: NASA.

Giovanni Domenico Cassini, un ávidoobservador de Saturno y sus lunas, quesólo podía ver a Japeto cuando éste semovía en la parte derecha de Saturno,o cuando ofrecía a la Tierra la carabrillante. Sin embargo, al alcanzar elextremo opuesto de la órbita y ofrecerla cara oscura, el satélite parecíadesaparecer por completo.

Febe, hasta el año 2003 el más lejanode los satélites conocidos de Saturno, auna distancia de casi trece milloneskilómetros del planeta, constituye uncaso especial. Febe orbita a Saturno endirección contraria (opuesta a ladirección de las otras órbitas desatélites), en un plano más cercano a laeclíptica que al plano ecuatorial de

PanJano

Epimeteo

Mimas

Encélado

TelestoCalypso

TetisDione

SaturnoTodos los cuerpos están a escala excepto Pan, Atlas, Telesto,Calipso y Helena, cuyo tamaño es ha aumentado cinco veces.

Helena

Rea Titan

Hyperion

Japeto

Febe

Atlas

Pantora

Prometeo

Figura 14.4. Japeto.En esta imagenobservamos la grandiferencia entre susdos hemisferios.Fuente: NASA.

Figura 14.5. Encelado. Esta luna,compuesta mayormente por agua helada,muestra la superficie helada más limpia delSistema Solar y se muestra casi blanca.Fuente: NASA.

Figura 14.6. Mimas. El cráter de Mimas, de 130 km de ancho, fue producto de unacolisión con un cuerpo que, de haber sido algo mayor, hubiera desgajado al satélite.Fuente: Bjorn Johnsson.

Saturno (casi tumbado). Tarda 550días en dar un giro alrededor deSaturno y sólo nueve horas sobre símismo. Estas características orbitaleshacen pensar que Febe es un asteroidecapturado y que tiene una composiciónpoco modificada desde el momento enque se formó en el exterior del SistemaSolar. Se trata del primer objetofotografiado a una distanciasuficientemente pequeña para mostrarsu forma y el brillo de su superficie, yha sido el primer satélite estudiado condetalle por la misión Cassini-Huygens,que lo ha fotografiado a 2.365 km dedistancia.

76

itán es, aparte de la Tierra, el únicocuerpo del Sistema Solar que puedealbergar océanos líquidos, aunque node agua, sino de metano

Este misterioso mundo anaranjado,mayor que Mercurio y algo menorque Marte, es, después de Ganímedes,el segundo satélite más grande de todoel Sistema Solar. Sin embargo, elinterés de Titán no radica en sutamaño: se trata de la única luna quepresenta nubes y una espesa atmósferasimilar a la de los planetas, y puedeser el único cuerpo del Sistema Solar,aparte de la Tierra, que albergaocéanos y sobre cuya superficie llueve—no agua, sino metano—. Loscientíficos creen que las condicionesactuales de Titán se asemejan a las queexistían en la Tierra hace miles demillones de años, antes de que la vida

comenzara a “bombear” oxígeno a laatmósfera.

El salto a la fama

Aunque Titán fue descubierto en 1655por Christiaan Huygens, pasaron variossiglos hasta que comenzó a acaparar laatención de los científicos. En 1908, elastrónomo español Comas Solá observóque el brillo de Titán disminuía delcentro hacia los bordes, e intuyó laexistencia de una atmósfera, hipótesisque Gerald P. Kuiper confirmó en1944 al descubrir indicios de gasmetano en el satélite. El descubrimientode la atmósfera originó especulacionessobre la temperatura de Titán y sobre laposibilidad de que albergara vida, perolos resultados de la misión Voyageranularon estas esperanzas. Gracias

JOSÉ JUAN LÓPEZ Y SILBIA LÓPEZ DE LACALLE

15. Un mundo alrededorde Saturno

T

77

78

Figura 15.1. Concepción artística de Saturno y Titán.

Figura 15.2. Hacia Titán. La nave Cassini, enel momento de liberar la sonda Huygens.Fuente: Jet Propulsion Laboratory.

a Voyager se comprobó que la densidadde la atmósfera de Titán supera la dela Tierra, y que genera una presiónsobre la superficie algo mayor que ennuestro planeta, similar a la del fondode una piscina. Al igual que en laatmósfera terrestre, en la de Titánpredomina el nitrógeno, pero el restode los componentes, como el metanoy otros compuestos orgánicos,establecen grandes diferencias. Se piensa que la presión atmosférica,en conjunto con la temperatura (-179ºC), puede permitir la existenciade lagos de metano en la superficie deTitán, dato que la misión Voyager nopudo comprobar porque se encontrócon una sólida capa de nubes,ópticamente impenetrable.

Presente y futuro

El fracaso de Voyager en su intentode observar la superficie de Titángeneró aún mayor curiosidad entre loscientíficos, que comenzaron aorganizar una misión capaz de

desentrañar los misterios de laatmósfera y la superficie del satélite.Se gestó así Cassini-Huygens, lamisión científica más ambiciosarealizada hasta la fecha, que despegódesde Cabo Cañaveral (EE.UU.) el 15 de octubre de 1997. Se componede una nave de casi seis toneladas,Cassini, que alberga variosinstrumentos científicos para elestudio de Saturno, sus anillos y sussatélites, y una sonda, Huygens,destinada a atravesar la atmósfera deTitán y aterrizar en su superficie.Actualmente, la nave se encuentra enórbita alrededor de Saturno y ya hacomenzado a realizar las exploracionesdel planeta y de los satélites. El 26 deoctubre de 2005 Cassini sobrevolóTitán a una altura de 1.200kilómetros de su superficie a unavelocidad de seis kilómetros porsegundo. Todos los instrumentosestuvieron dispuestos para extraer lamáxima información: la reducidadistancia permitió obtener muestrasde la alta atmósfera de Titán,analizarlas y estudiar su

79

Figura 15.3. Neblina. Sobre la atmósfera de Titán se forma una espesa neblinadebido a la ruptura de las moléculas de metano por la radiación solar.

composición. En esta laborparticiparon dos instrumentos deCassini, INMS y CAPS, capaces de medir in situ la composición y ladensidad de la estratosfera de Titán y las partículas de su ionosfera,respectivamente. Además de estasmedidas pioneras, la gran proximidadde Cassini a Titán permitió tomarimágenes del satélite que llegan amostrar detalles menores de 100metros en algunas regiones del disco,y también fotografió con granresolución la zona elegida para elaterrizaje de la sonda Huygens, que tuvo lugar el 14 de enero de 2005.

Ni siquiera la opacidad de lasnieblas de la atmósfera de Titánconstituye un obstáculo para Cassini,ya que los instrumentos VIMS yCIRS son capaces de “ver” a través de las nubes y nos mostrarán detallesde la superficie de Titán hasta ahoraescondidos. El radar a bordo de lanave nos revelará, finalmente, la naturaleza sólida o líquida de la superficie de Titán.

Figura 15.4. Concepción artística. La sondaHuygens aterrizando sobre la superficie deTitán. Fuente: ESA.

Titán, al descubierto

El espectrómetro VIMS, alojado en lanave Cassini-Huygens, ha obtenidoimágenes en diferentes longitudes deonda que permiten ver a través de ladensa capa de nubes del misteriososatélite de Saturno. Las imágenesrevelan una superficie heterogénea,con marcadas diferencias de brillo y con estructuras circulares, lineales y sinuosas que apuntan a que Titánha sufrido impactos de meteoroidesque han dibujado cráteres en susuperficie, y que probablementepresente actividad geológica y tectónica. Estos descubrimientosabren un apasionante panorama para el estudio de cómo la erosión, la química, la geología, la dinámicaatmosférica o la climatología handado forma a un satélite que bienpodría haber sido la Tierra hace milesde millones de años.

80

Fuente: NASA/ESA/ASI.

rano, descubierto por casualidad, rotasobre sí casi completamente inclinado

Todo en la historia de Urano parecedeberse a la casualidad. WilliamHershell lo descubrió mientrasllevaba a cabo una rutinaria campañade observación estelar; hasta entoncesse pensaba que este planeta no eramás que otra estrella en elfirmamento. Tiempo después, otrosastrónomos se dieron cuenta de queUrano se desviaba de la órbita que enteoría debía seguir. Hubo quienpensó que la ley de la gravedadfallaba en entornos tan lejanos: esteplaneta se encuentra a una distanciaveinte veces mayor a la que separa elSol de la Tierra. Otros seaventuraron a decir que Urano sedeslizaba en un medio “resistente”,que lo iba frenando. Pero hasta 1846

no hubo certeza de que el motivo deestas rarezas residía en la influenciagravitatoria de un nuevo planeta, aúnmás remoto: Neptuno.

A diferencia del resto de planetas,Urano rota casi completamente“tumbado”. Esto se debe a que su eje derotación es prácticamente paralelo alplano de su órbita, lo que hace que esteplaneta, apenas observable desde laTierra, muestre su polo norte y su polosur, alternativamente y casi de frente, alSol.

Por este motivo, desde la TierraUrano presenta una geometría muydiferente según el momento en que sele observe. Mientras que en la época deVoyager 2 (1986) sólo podía verse elHemisferio Sur, cuyo polo apuntaba alSol, a partir de 1997 ya se comenzó aapreciar parte del Hemisferio Norte.Como ocurre en la Tierra, la


16. El planeta tumbado

U

81

Figura 16.1. Tumbado. El planeta Urano y algunos de sus satélites. Fuente: NASA.

—83%— y helio —15%—, pero es el 2% de metano, un gas que absorbe el color rojo y por tanto refleja más elazul, el que le da su homogéneaapariencia.

Al contrario que sus compañerosgigantes, Júpiter, Saturno y Neptuno,las primeras observaciones desde Tierradejaban ver un planeta sin apenascontrastes en su atmósfera. En 1976,tras la incorporación a los telescopios dedetectores con tecnología CCD —queluego se aplicaría a las cámaras de vídeodomésticas—, se pudieron obtenerimágenes del planeta en una regiónmuy estrecha del espectro, precisamentedonde el gas metano de la atmósfera esmás absorbente. Gracias a estasimágenes se constataron algunosmatices en el color homogéneo delplaneta, lo que sugirió la presencia deunas capas altas de neblina en suatmósfera, como ocurre en Júpiter. Lateoría termodinámica también prevé laexistencia de nubes de cristales demetano. Y es que el frío que azotaUrano es tan intenso que ni este gasescapa a congelarse.

Por fin, en 1997, el telescopioespacial Hubble consiguió distinguiruna estructura de bandas en elHemisferio Norte, similares a las de losotros planetas gaseosos. Y ya en julio deeste mismo año se han logrado detectaralgunas nubes en el Hemisferio Surgracias al telescopio Keck II, de 10metros de apertura, situado en Hawai.

82

inclinación del eje es la causante de las“estaciones” del año de Urano.

Eso sí, la primavera, por ejemplo, noes precisamente envidiable. Lo normales que la temperatura no suba de los180 grados bajo cero y que estallenterribles tormentas. Para esperar lallegada de un tiempo más benigno hayque armarse de paciencia: allí no seráverano hasta 2007. Y es que el tiempoen Urano se cuenta de otro modo. Laesperanza media de vida de un hombre,suponiendo que pudiera vivir allí, seríade sólo un año. Claro que un año deUrano equivale a 84 terrestres. Losmismos 84 que dura la noche —o eldía— en sus polos.

La causa de la inclinación de su eje seencuentra, muy probablemente, en ungran objeto, de entre una y tres veces lamasa de la Tierra, que impactóviolentamente cuando el planeta estabaaún en formación. Los científicos sonde esta opinión porque tanto su sistemade anillos como sus satélites mayorespresentan esta misma particularidad.Otra posibilidad contempla que fueraaquel impacto el que “desgajase” de lamasa del planeta sus satélites.

La gran bola azul

Urano tiene la apariencia de una granbola azulada. Su atmósfera, muyprofunda, está compuestafundamentalmente por hidrógeno

Figura 16.2. Los anillos. Imagen en falsocolor de los anillos de Urano obtenida porlas cámaras a bordo de Voyager 2. Su colornatural es el gris; están compuestos porpartículas muy oscuras, como el carbón.Fuente: NASA.

Figura 16.3. Imagen parcial. Bandasconcéntricas en torno al polo sur de Urano,vistas por la Voyager 2 en 1986. Fuente: NASA.

Figura 16.4. Estaciones. Órbita de Urano alrededor del Sol, mostrando los solsticios y equinocciospara el hemisferio norte en una órbita planetaria, a partir del solsticio de invierno del año 1987.Fuente: Fundació Observatori Esteve Duran / IAA.

Al contrario que Júpiter y Saturno,que irradian más de un 70% de laenergía que absorben del Sol, Uranosólo emite un 14% de excesoenergético, en contraste además conNeptuno, que con similares

características de composición, tamañoy velocidad de rotación, irradia casi un100% más. Esta nueva rareza de Uranocontinúa siendo uno de las grandescuestiones sin resolver de la cienciaplanetaria.

84

El sospechoso guiño de una estrella

Urano también tiene anillos, al igual que Saturno, Júpiter y Neptuno. En 1977, durante laobservación de la ocultación de una estrella por el planeta, los astrónomos advirtieronque el astro titilaba ligeramente cinco veces antes de que el planeta lo ocultase.Creyeron que se trataba de cinco satélites, que por su menor tamaño no llegaban a“robarle” toda la luz a la estrella. Pero cuál no fue su sorpresa al comprobar que una vezque el planeta hubo pasado por delante de la estrella, ésta volvía a titilar, de la mismamanera, otras cinco veces. Lo que tapaba la luz era en efecto el otro extremo de losanillos, desconocidos hasta entonces.

De los nueve anillos principales, el más externo, llamado Épsilon, está compuesto debloques de hielo de casi un metro. Urano presenta también un gran número de anillosfinos o incluso incompletos, de tan sólo 50 metros de ancho. Los espacios intermediosentre estos anillos están rellenos de polvo fino.

S

N

N

Sol

2028Solsticiode verano

2049Equinocciode otoño

1987Solsticiode invierno

2007Equinoccio deprimavera

N

N

S

S

S

85

rano, el ‘gigante azul’, posee más deveinte satélites, algunos de los másfríos y oscuros del Sistema Solar. Ytodavía hoy siguen descubriéndosenuevos

Como sabemos, Júpiter y Saturno, losdos “gigantes” gaseosos del SistemaSolar, poseen un sistema de anillos y un gran número de satélitesorbitando a su alrededor. Esto losdiferencia claramente de los planetasde tipo terrestre, como Mercurio,Venus, Marte o la Tierra, que en totalsólo suman tres satélites conocidos y ningún anillo.

Urano no es una excepción dentrodel grupo de planetas gaseosos. Algigante azul lo rodean más de veintesatélites. Pero su número exacto seignora; los últimos descubiertos son tanpequeños que su detección resulta

difícil y a menudo es necesario esperar a que los organismos internacionalesconfirmen oficialmente su existenciapara incluirlos en el “libro de familia”del planeta. De hecho, antes delencuentro de la sonda Voyager 2 conUrano, en 1986, tan sólo se conocíanlos cinco satélites mayores, todos ellossatélites regulares.

Y es que dentro de los satélitestambién hay clases. La órbita de losllamados regulares es casi circular.

Estos satélites están situados casi enel mismo plano que el ecuador delplaneta, esto es, coincidiendo con elplano de los anillos. Todos giran en el mismo sentido de Urano y, segúnse cree, se originaron a partir de lanebulosa que dio origen al planeta.Probablemente, los satélites surgieronde la región más externa del planetaen formación, que iba contrayéndose


17. Las lunas sombrías

U

Figura 17.1. Imagen del satélite Mirandaobtenida desde las cámaras del Voyager 2en 1986, mostrando una superficie caótica,en la que, aparte de los cráteresproducidos por impactos, se apreciancañones que tienen hasta 20 km deprofundidad. Su nombre proviene de lahija del mago Próspero, en la obra deShakespeare La Tempestad. Fuente: NASA.

Figura 17.2. Urano y familia. El planeta Urano y sus satélites. Fuente: NASA.

por efecto de la gravedad hastaalcanzar su volumen actual. Se da lacircunstancia, además, de que en loscasos de Júpiter, Saturno y Urano, lasuma de las masas de todos lossatélites guarda la misma proporcióncon la de su planeta respectivo.

Gracias a ese desprendimiento demateria, hoy podemos observar lunascomo Miranda, toda una rareza delSistema Solar. Este satélite, de 472kilómetros de diámetro, no se parece a ningún otro conocido: su superficieparece fruto del caos, con cañones dehasta diez kilómetros de profundidadhendidos en un amasijo de materialesjóvenes y viejos.

¿Cómo es posible un paisaje tan“movido” en un lugar que no se subede los 187 grados bajo cero y cuyodiámetro apenas es mayor que ladistancia entre Badajoz y Granada? Loscientíficos creen que la gran proximidadde Miranda al planeta hace que sufralos llamados “efectos de marea”,similares, pero mucho más intensos, a los que la Luna causa en los océanosde la Tierra. Estos efectos provocanunos grandes calentamientos internosen la superficie del satélite, del queapenas se sabría nada si no fuera porquela Voyager pasó muy cerca de él paracoger un último impulso en su viajehasta Neptuno.

86

Figura 17.3. Puck. Composición artística delpequeño satélite irregular Puck, con Urano

al fondo. Fuente: Walter Myers.

Figura 17.4. El oscuro Umbriel. Imagen delsatélite más oscuro de Urano. El anillo másclaro de la zona superior es el cráter Wunda.Fuente: NASA.

87

Ariel presenta una apariencia menostorturada. Sus cañones parecen habersido suavizados por algún fluidoarrastrado por la superficie. Quizá, por el calentamiento interno delsatélite, se fundiera una parte de lamezcla de hielo de agua y de amoniacode su interior, que emergió luego a la superficie. Lo mismo parece ocurrir en Titania, la mayor luna deUrano, de 1.588 kilómetros dediámetro. Otros satélites regulares,como el oscuro Umbriel y el lejanoOberón, presentan sin embargo unaapariencia general más homogénea, consus superficies plagadas de cráteres por doquier.

Satélites capturados

Los satélites irregulares parecen llevarlela contraria a los regulares. Según secree, se trata de fragmentos de materialinterplanetario que la gravedad delplaneta apresó cuando ya estabaformado. Estos pequeños objetosdescriben trayectorias muy excéntricas,

Figura 17.5. Titania. La mayor Luna deUrano muestra una superficie menosaccidentada que otros satélites. Fuente: NASA.

giran tanto en el mismo sentido delplaneta como en sentido contrario y orbitan mucho más lejos del planetaque los regulares. Por este motivo esdifícil distinguirlos de las estrellas quese encuentran en el mismo campo de

observación. Su estudio resulta sinembargo interesante, pues incluyenalgunas de las claves de la formacióndel Sistema Solar, al igual que otrosobjetos antiguos, como los cometas o los asteroides del cinturón de Kuiper—más allá de la órbita de Neptuno—con los que muy probablemente estánemparentados.

Tan esquivos resultan que de hechono se tuvo constancia de los dosprimeros, Sycorax y Calibán, hasta1997. El equipo que los descubriódesde el Observatorio de MontePalomar, en California, descubrióotros dos en 1999 y detectó cuatronuevos en 2004. Algunos de estossatélites se encuentran a distanciasenormes del planeta, como Próspero y Setebos, que orbitan a 17 millonesde kilómetros.

88

Las lunas pastoras

Los satélites regulares y los anillos de losplanetas coinciden prácticamente en elmismo plano respecto del planeta, peroguardando bien las distancias entre sí. Suslímites respectivos están bien delimitadospor el llamado Radio de Roche, de unasdos veces y media el del planeta. Hacia elexterior del Radio, se encuentran lossatélites. En cambio, todos los objetosque se adentren en él quedarándisgregados por las tremendas fuerzas demarea del planeta. De ese material están

compuestos, entre otros elementos, losanillos.

En el caso de Urano, el Radio deRoche está marcado por dos lunas,Cordelia y Ofelia, de apenas 15kilómetros de diámetro, que casi rozanel anillo Épsilon, el más externo delplaneta. Estas lunas reciben el nombrede “pastoras”, como si tuvieran porcometido procurar que los demássatélites no se adentren más allá de losestrictos límites de Roche.

eptuno, un gigante helado muydistinto a Júpiter y Saturno, cuentacon un satélite, Tritón, que albergagéiseres de metano y nitrógeno

La historia cuenta que Neptuno se descubrió gracias a los estudios de Urano, descubierto por WilliamHerschel en 1781, en un alarde deprecisión científica sin precedentes: la órbita de Urano presentabaperturbaciones provocadas por “algo”que se encontraba más lejos, y se creyóque era un planeta. Los astrónomosAdams y Le Verrier, a partir deobservaciones sistemáticas de Júpiter,Saturno y Urano, predijeron la posiciónde Neptuno, finalmente observado porGalle y d´Arrest el 23 de septiembre de1846. Sin embargo, las observacionesposteriores de Neptuno han reveladoque las órbitas calculadas por Adams

y Le Verrier divergenconsiderablemente de la órbita real delplaneta. Si la búsqueda de Neptunohubiese tenido lugar unos años antes o después, siguiendo las predicciones de estos científicos, jamás habríanencontrado planeta alguno en el lugarpredicho. Además, la observación deNeptuno en 1846 no fue la primera:más de dos siglos antes Galileo ya habíaobservado este nuevo planeta muy cercade Júpiter, aunque no consiguió realizarlas observaciones suficientes como paradeterminar que esa “estrella errante” eraun planeta.

Una fructífera visita

Sólo una misión espacial ha visitadoNeptuno: Voyager 2, el 25 de agosto de1989. No obstante, la información que

LUISA LARA Y SILBIA LÓPEZ DE LACALLE

18. El gigante helado

N

89

90

Figura 18.2. Detalle. Imagen más detalladade la Gran Mancha Oscura, acompañadapor nubes blancas que cambianrápidamente con el tiempo. Fuente: NASA/JPL.Figura 18.1. Nubes gigantes. Imagen de Neptuno captada por la nave espacial Voyager

2 en agosto 1989, donde se pueden ver dos de las cuatro nubes ovaladas que fueron detectadas. La más grande da una vuelta al disco de Neptuno en 18 horas, mientras que las más pequeñascambian de forma y tamaño en menos de cuatro. Fuente: NASA/JPL.

91

dinámico que Júpiter en ese sentido. Al igual que sus vecinos gigantes,

Neptuno también está rodeado deanillos, algunos con una estructuraretorcida no observada en ningúnsistema de anillos del Sistema Solar.

Tritón: una capturainteresante

Tritón, el mayor de los trece satélites de Neptuno, se caracteriza por su órbitainversa —gira en dirección opuesta a lade Neptuno—, rasgo que indica que seformó separadamente, probablementeen el cinturón de Kuiper, y luego fuecapturado por la fuerza de gravedad de Neptuno. También presenta un ejede rotación tan inclinado que, de formaalterna, su ecuador y sus polos quedanexpuestos a la luz solar, lo que generacambios de estación muy dramáticos.Por ejemplo, en el encuentro deVoyager 2 con Tritón el polo surapuntaba directamente al Sol.Desgraciadamente, no se le augura unfuturo muy halagüeño, ya que suspeculiaridades orbitales permitenpredecir que se romperá formando unnuevo anillo o caerá sobre Neptuno.

Tritón se compone de hielo de aguaen un 25% y de material rocoso en un75% y presenta una tenue atmósferaque genera una presión en la superficieequivalente a la que existe en la Tierra a 50 kilómetros de altura. Los elementos

aportó sobre el planeta y sus satélites haido enriqueciéndose con lasobservaciones del Telescopio EspacialHubble (HST), desde su lanzamientoen 1990 hasta nuestros días.

La composición de Neptuno esprobablemente similar a la de Urano —su color azul es prueba de ello—, conun interior de hielos y roca y un 15%de su masa total en forma de hidrógenoy helio atmosféricos. Neptuno es, dehecho, un gigante helado más que ungigante gaseoso. Su relajante color esproducto de la acción del metano de suatmósfera —que absorbe la luz roja— y de la de otros elementos,probablemente sólidos, que “tiñen” susnubes de un azul muy intenso. Al igualque Júpiter y Saturno, Neptuno irradiamás energía (más del doble) que la querecibe del Sol.

Cuando Voyager 2 sobrevoló elplaneta, tomó imágenes de una manchaoscura con un tamaño equivalente aldiámetro de la Tierra. Esta nube,situada en el hemisferio sur, se movía a una velocidad de 300 metros porsegundo debido a los fuertes vientosexistentes en ese nivel de la atmósfera.Cuatro años después, las observacionesdel Telescopio Espacial Hubblemostraron que la Gran Mancha Oscurahabía desaparecido o estaba camufladapor otros fenómenos atmosféricos,mientras que otra mancha aparecía enel hemisferio norte. Estos datosconfirman que Neptuno es mucho más

Figura 18.4. Tritón. Se cree que el colorrosado de esta imagen de Tritón es elresultado de la lenta evaporación de unacapa de nitrógeno en la superficie delsatélite, mientras que el tono azuladoapunta más a la presencia de hielo frescoaún sin evaporar. Fuente: A. Tayfun Oner.

Figura 18.3. Curioso anillo. Esta porción delanillo Adams aparece retorcido porque elmaterial que lo formó se encontraba enforma de “grumos”, que dieron lugar a“venas” a medida que este material girabaalrededor de Neptuno. Fuente: NASA/JPL.

que forman la atmósfera, nitrógeno y algo de metano, sufren reaccionesquímicas debido a la luz solar yoriginan una capa de neblina entre los5 y 10 kilómetros.

La temperatura de Tritón, de -238,5ºC, mantiene su superficiepermanentemente helada, en la quedestacan unos pocos cráteres. En esteinhóspito mundo, lo más interesantees la existencia de volcanes de hieloque expulsan nitrógeno líquido,

polvo y metano del interior delsatélite. Podemos imaginarlos comogéiseres en un mundo helado que, a diferencia de los terrestres, quedespiden vapor de agua, expulsan a suexterior nitrógeno líquido. Tritón es,junto con Ío, Venus y la Tierra, elúnico objeto del Sistema Solarvolcánicamente activo en nuestrosdías, aunque con orígenes yexplosiones de naturalezacompletamente diferentes.

92

Figura 18.5. Clima inestable. Estas tresimágenes de Neptuno muestran cambiosclimáticos que tienen lugar en un breveperiodo de tiempo (del 10 de octubre al2 de noviembre de 1994). Fuente: H.Hammel y NASA/ESA.

lutón y su satélite Caronterepresentaron, en el pasado, la lucha por encontrar el novenoplaneta del Sistema Solar y, hoy día,por enviar una misión espacial quelos estudie

En la mitología romana Plutón es eldios del mundo subterráneo, y quizárecibió este nombre por la poca luz querecibe del Sol. Aún no ha sido visitadopor ninguna misión espacial, yrepresenta la lucha de Clyde Tombaughpor encontrar el “planeta X”, iniciadapor Percival Lowell en 1905. Lowellestaba convencido de que existía unplaneta más allá de Neptuno, más tardeconocido como “planeta X”, e inclusofundó un observatorio para buscarlo.En 1930, la comparación de dosimágenes del cielo tomadas porTombaugh el 23 y el 29 de enero de

1930 revelaron la existencia de Plutón,y se le clasificó como planeta. Casicincuenta años más tarde, en 1978, losestudios de las placas fotográficas dePlutón desvelaron un pequeño “bulto”pegado al planeta, que además giraba a su alrededor cada 6,4 días. Así sedescubrió Caronte, su único satélite.

Curiosidades dinámicas

Plutón constituye la excepción a la reglaen varias de sus característicasdinámicas. Por ejemplo, gira en tornoal Sol en sentido contrario al del restode los planetas, lo que indica que no seformó a partir de la misma nebulosa,sino que fue capturado posteriormente.Tampoco sigue una trayectoria casicircular alrededor del Sol como todoslos demás, sino que su órbita es tan

LUISA LARA Y SILBIA LÓPEZ DE LACALLE

19. El “planeta” del astrónomo

P

93

Figura 19.1. Superficie. Primeras imágenesde Plutón tomadas por el telescopioespacial Hubble donde se pueden ver doceregiones claras y oscuras. Si estoscontrastes se deben a topografía o diferente composición superficial (hielo de nitrógeno, monóxido decarbono y metano) no se podrá saber hastaque alguna misión espacial lo visite.

En determinadas épocas, como de 1985 a 1990, Plutón y Caronte se alinean con la Tierra y el satéliteeclipsa al planeta cada 12 días y 18 horas.

Atmósfera huidiza

La composición de Plutón es inciertaaunque, dada su densidad, pareceestar compuesto en un 70% por rocasy un 30% por hielo de agua. Susuperficie, claramente heterogénea,genera una tenue atmósfera denitrógeno, metano y monóxido decarbono cuando las áreas brillantes,compuestas de hielo, subliman,

94

elíptica que a veces se encuentra máscerca del Sol que Neptuno. Aunque loscaminos de ambos se crucen, o inclusoparezca que pueden chocar, esto noocurre debido a dos motivos: por unlado, la órbita de Plutón está en unplano mucho más inclinado que la delresto de planetas y, por otro, las órbitasde ambos están “sincronizadas”, ya quecuando Neptuno da tres vueltas al Sol,Plutón ha dado dos (resonancia 3:2).

Finalmente, y al igual que Urano,Plutón está “tumbado”. Caronte, susatélite, completa su giro alrededor en 6 días y 9 horas, justo lo que tardaPlutón en rotar sobre sí mismo o encompletar un día. Por este motivomuestran siempre la misma cara.

Surface Map of PlutoHubble Space Telescope • Faint Object Camera

East Longitude

Lati

tud

e

Figura 19.3. Plutón y satélite. El telescopio espacial Hubble tomó esta imagen de Plutóny Caronte, en los confines del Sistema Solar. Desde allí, el Sol se vería como una estrella muy brillante. Fuente: NASA.

Figura 19.4. Homenaje. Este símbolo, asignadoa Plutón, representa las iniciales de PercivalLowell, el principal promotor de la búsquedadel noveno planeta.

Figura 19.2. De lejos. Dado su tamaño y su lejanía, sólo el telescopio espacial Hubbley los telescopios terrestres equipados coninstrumentos de óptica adaptativa puedenresolver el disco de Plutón e incluso algunascaracterísticas de su superficie.

95

o pasan directamente de sólido a gas.La atmósfera sólo existe cuando Plutón se encuentra en su perihelio, oposición de su órbita más cercana alSol, ya que a distancias mayores latemperatura baja considerablemente (de -210º a -235º) y la atmósfera sehiela sobre la superficie del planeta. Eneste sentido, Plutón es muy parecido alos cometas, cuerpos donde la atmósferade polvo y gas es también transitoria.

96

Figura 19.5. Diferencias de brillo. Plutón esel segundo cuerpo del Sistema Solar,después de Japeto, con más contraste debrillo en su superficie.

Figura 19.6. Pequeños. Plutón y Caronte, comparados con el tamaño de Estados Unidos. El diámetro de Plutón mide, aproximadamente, 2.274 kilómetros en el ecuador y su masa equivale a un quinto de la masa de la Luna. Caronte mide unos 1.172 km de diámetro y su masa esun séptimo de la de Plutón.

¿Hasta cuándo el planeta del astrónomo?

La lucha que libró Clyde Tombaughpor encontrar el “planeta X” seasemeja a la que existe hoy día porenviar una misión espacial al sistemaPlutón-Caronte. La NASA ha recibidopropuestas de misiones durante almenos doce años, siempre calificadaspositivamente, financiadas yposteriormente canceladas. La másreciente, Nuevos Horizontes 2006 —una sonda que estudiará Plutón y el cinturón de Kuiper— fue lanzadael 19 de enero de 2006. En 2015llegará a Plutón.

Buie, Tholen and Home (1992) Young and Binzel (1993)

97

El hijo de un impacto

El único satélite de Plutón, Caronte,recibe su nombre del barquero quellevaba las almas de los muertos por el ríoAquerón hasta el Hades, o el reino dePlutón en la mitología romana. Adiferencia de Plutón, Caronte no presentazonas superficiales con diferente brillo,sino que el disco es más homogéneo yprobablemente cubierto por hielo de

agua. Esta homogeneidad en lacomposición superficial parece indicarque Caronte se formó cuando un grancuerpo chocó contra Plutón y arrancóparte de la corteza helada del planeta, enun proceso similar al de la formación dela Luna a partir de la Tierra. Hasta elmomento, no se ha detectado atmósferaen Caronte.

Plutón ya no es consideradoun planeta

La Unión Astronómica Internacional(IAU), en su reunión plenaria de agostode 2006, estableció en su resolución 5A lasiguiente definición para un planeta:“Un planeta es un cuerpo celeste queorbita alrededor del Sol, tiene suficientemasa para que su propia fuerza degravedad venza a la rigidez del cuerpo y éste adopte una forma de equilibriohidrostático, y ha limpiado el vecindarioalrededor de su órbita”.De la definición anterior se concluye queuna característica fundamental de losplanetas es que en sus alrededores noexistan otros cuerpos con característicassimilares y, por tanto, no formen parte deun grupo de otros muchos objetos (comosucede en el caso del cinturón deasteroides o con los objetostransneptunianos). Como consecuencia deesta nueva definición, Plutón dejó depertenecer a la categoria de planeta.

Figura 19.7. Concepción artística de Sedna, el último de los últimos hallazgos en los

límites del Sistema Solar.

legamos al final del Sistema Solarconocido... ¿Qué hay más allá?, ¿quétipo de cuerpos habitan a más de treintaveces la distancia de la Tierra al Sol?

¿Qué hay más allá de Neptuno? Larespuesta obvia que daría cualquiera esque más allá de Neptuno está…¡Plutón!, y hasta hace relativamentepoco era la respuesta correcta. En losúltimos doce años se han descubiertocasi mil cuerpos más allá de Neptuno,con unos diámetros estimados de entrediez y mil kilómetros. Estosenigmáticos cuerpos reciben el nombrede objetos transneptunianos (TNOs, de sus siglas en inglés), siendo Plutón elmayor descubierto hasta la fecha.Dichos objetos son en realidad restos o escombros sobrantes de la formacióndel Sistema Solar. Son cuerpos helados,conservados en el mejor congelador

conocido: el espacio. Al hallarse muylejos del Sol —más de treinta veces ladistancia de la Tierra al Sol— y atemperaturas cercanas a los -220ºC,estos objetos apenas han sufridoalteraciones y conservan propiedadesfísico-químicas muy similares a las quetenían cuando se formó el SistemaSolar, hace unos 4.600 millones deaños. El estudio de estos cuerpos nosayuda a conocer el pasado de nuestroSistema Solar, y nos proporcionavaliosas claves para entender laestructura de la nebulosa de gas y polvoque dio lugar a los planetas.

Las sospechas y la certeza

Los primeros en mencionar la posibleexistencia de un cinturón de objetosmás allá de Neptuno fueron Frederick

PABLO SANTOS

20. Más allá de Neptuno

L

98

Figura 20.2. Roca y hielo. Concepciónartística de Quaoar, un objeto del cinturónde Kuiper. Fuente: NASA y G. Bacon.

Figura 20.1. Confines. Esta recreaciónartística muestra el cinturón de Kuiper,desde donde el Sol aparece como unpequeño y lejano punto brillante. Fuente: Calvin J. Hamilton.

99

C. Leonard y Keneth Edgeworth, en losaños 1930 y 1943 respectivamente,aunque más a modo de conjetura quecomo algo real. En 1951, GerardKuiper sugirió la existencia de uncinturón de pequeños cuerpos más alláde Plutón, basándose en la creencia deque la nebulosa solar no podía terminarabruptamente en Plutón. Hubo queesperar hasta 1980 para que el científicouruguayo Julio Fernández publicara unartículo que aportaba las razones físicasque demostraban la existencia de uncinturón de cuerpos más allá deNeptuno. Fernández propuso que loscometas de corto periodo —aquellosque giran alrededor del Sol en menosde 200 años— debían proceder de unazona situada más allá de Neptuno, y node una nube esférica de cuerpos ubicadaa gran distancia del Sol y conocidacomo nube de Oort. Razonamientosposteriores de gran peso físico apoyabancon fuerza la hipótesis planteada porFernández.

La confirmación de lo calculado porFernández tuvo lugar en 1992, con ladetección del primer objeto más alláde Neptuno —aparte de Plutón—realizada por los astrofísicos DavidJewitt y Jane Luu. Este objeto fuebautizado 1992QB1, y constituyó elprimero de una larga lista de objetostransneptunianos que aumenta casi a diario. El conjunto de estoscuerpos recibe el nombre deCinturón de Kuiper o,

Figura 20.3. Comparación. Plutón siguesiendo el mayor de los objetostransneptunianos encontrados. Es, sinembargo, menor que la Luna. Fuente: NASA JPL/Caltech.

simplemente, cinturón de objetostransneptunianos.

¿Por qué los astrónomos nodescubrieron antes estos objetos? Larespuesta está en que se trata de objetosmuy lejanos y muy oscuros que reflejansólo entre un 4 y un 8% de la “luz”solar que reciben. La detección sólo fueposible cuando se contó con detectoreselectrónicos más sensibles que las placasfotográficas.

Radiografía de un TNO

El agua helada parece ser el principalcomponente de los objetostransneptunianos, aunque debido a suoscuridad sólo ha podido detectarse enlos de mayor tamaño, y con lostelescopios más avanzados. Muchos delos objetos descubiertos son sistemasdobles, similares al que forman Plutóny Caronte. Este carácter binario hapermitido estimar su masa y sudensidad, esta última compatible conuna composición de roca y hielo deagua. Son objetos, por tanto, muyfrágiles, cuya estructura puededeformarse fácilmente debido a lapropia rotación.

100

Sedna1.200-1.700 km

de diámetro

Quaoar1.200 km

Plutón2.200 km

La Luna3.300 km

La Tierra12.000 km

101

La extraña familia helada

Los TNOs actualmente conocidos puedenclasificarse en varias familias:

- Objetos clásicos o del cinturónprincipal: a ellos pertenece el primero delos descubiertos, por lo que a veces sellaman también “cubewanos” (de lapronunciación inglesa de QB1). Muestran

órbitas poco excéntricas situadas adistancias entre las 40 y 50 UA (una UAequivale a la distancia media entre laTierra y el Sol).

- Plutinos: presentan órbitas similares ala de Plutón, reguladas por el planetaNeptuno. Todos ellos efectúan dos giroscompletos alrededor del Sol en el tiempoen que Neptuno efectúa tres (esto seconoce como resonancia 2:3).

- Objetos dispersados: tan numerososcomo la suma de las dos familiasanteriores, fueron expulsados delcinturón principal al tener un encuentrocercano con Neptuno; por ello, sus órbitasson muy excéntricas e inclinadas. Debidoa perturbaciones en su órbita estoscuerpos pueden, eventualmente, situarseentre Júpiter y Neptuno y sumarse algrupo de los objetos llamados Centauros.Estos objetos no son estrictamentetransneptunianos, ya que no están másallá de Neptuno, pero sí se relacionan conellos. Los Centauros pueden evolucionarpara dar lugar a los cometas de cortoperiodo.

- Otros objetos: se han descubierto dosobjetos que no pertenecen a ninguna delas clasificaciones anteriores: 2000CR105 y2003VB12, este último bautizado Sednapor sus descubridores. Se encuentran aenormes distancias del Sol (Sedna fuedescubierto cuando se hallaba a ¡90 UA delsol!) y algunos científicos han sugerido quedichos cuerpos podrían pertenecer a lallamada nube interna de Oort.

Los límites del SistemaSolar, desde Granada

Desde el observatorio de Sierra Nevada, perteneciente al Instituto de Astrofísica de Andalucía, seestudian las propiedades de losobjetos más lejanos del Sistema Solar: los TNOs. También se dedicamucho tiempo de observación alrastreo el cielo con cuatrotelescopios robóticos —conocidoscomo Tetrascopio—, especialmentediseñados para la búsqueda de nuevos objetos transneptunianos.

Nuevos horizontes El futuro del estudio de estos cuerposavanzará muchísimo con ellanzamiento de la misión “NewHorizons”, que tiene previsto llegar a Plutón en el año 2015 y que visitará después algún otro objetotransneptuniano. Aportaráinformación muy valiosa y algunas de las claves para entender estoscuerpos, los más primitivos y lejanos de nuestro Sistema Solar.

L

102

os cometas, cuyo nombre en griego significa “estrellas concabellera”, pueden desvelarinformación sobre el origen del Sistema Solar

En el siglo XVI, el astrónomo danésTycho Brahe demostró que loscometas eran objetos celestes, y nofenómenos atmosféricos de carácterfunesto como se creía hasta entonces. Un siglo después, losestudios de Isaac Newton y Edmond Halley nos aportaron dos datos fundamentales: que elbrillo del cometa procede en granmedida de la luz del Sol reflejada enpequeñas partículas de polvo, y quela mayoría de los cometas, como losplanetas, giran alrededor del Sol y,por tanto, nos visitanperiódicamente.

Bolas de nieve sucia

A finales del siglo XIX se empezó a estudiar la composición de loscometas y se descubrió que, además de polvo, los cometas conteníanalgunos gases. Pero la confirmacióninequívoca sobre su composición y su naturaleza se hizo esperar hasta ladécada de los setenta del siglo pasado y, sobre todo, hasta la reciente visita delcometa Halley en 1985. Dicho cometa,nombrado así en reconocimiento altrabajo de Edmond Halley, ha sido unode los objetos astronómicos másobservados de la historia. Numerososobservatorios de todo el mundoapuntaron sus telescopios hacia él, y seutilizaron prácticamente todos los tiposde instrumentación disponibles.Además, seis sondas espaciales salieronal encuentro del Halley: dos japonesas,

PEDRO GUTIÉRREZ Y SILBIA LÓPEZ DE LACALLE

21. Radiantes bolasde nieve

Figura 21.1. Desvelando misterios. La naveRosetta (ESA) y su módulo Philae. Esteúltimo tiene previsto posarse sobre elnúcleo del cometa Churyumov-Gerasimenko, como muestra la imagensuperior.

103

dos soviéticas, una europea —llamadaGiotto— y otra de la NASA.

Este estudio sin precedentes permitióconfirmar que, en los cometas, elelemento volátil que predomina es elagua. Otros componentes gaseosos,como el monóxido y el dióxido decarbono, están presentes en muchamenor cantidad y, actualmente, seestima que estos objetos puedencontener algo más de cien compuestosquímicos diferentes.

Las imágenes tomadas por la sondaGiotto mostraron que tras la coma —la mancha difusa central— seocultaba un pequeño cuerpo sólido, deunos 16 por 8 kilómetros, conmontañas y cráteres y del que procedíatodo el material presente en la coma y las colas. Esto confirmaba losprincipales argumentos del modelo“bola de nieve sucia”, propuesto en losaños 50 por el profesor de Harvard F. Whipple. Según este modelo, uncometa es en realidad un pequeñocuerpo sólido constituido por hielos y polvo. Cuando se acerca al Sol, loshielos se calientan, se evaporan yarrastran consigo los granos de polvo, que al quedar libres reflejanla luz solar. Parte del gas liberado seioniza y es arrastrado por el vientosolar —un chorro de partículasprocedentes del Sol—, proceso quegenera la cola azulada, como la que sepuede ver en la imagen del Hale-Bopp(figura 21.2).

Información oculta

Aunque los primeros estudios de loscometas respondían a la necesidad deexplicar ese misterioso e impredeciblefenómeno, a partir de los años 50 seempezó a sospechar que los cometas,oriundos de las regiones más externasdel Sistema Solar, habían tenido unaevolución física y química muy lenta y podían preservar información muyvaliosa sobre el origen y formación denuestro sistema planetario. Esteplanteamiento es especialmente válidopara los llamados cometas “nuevos”,como el Hale-Bopp. Estos cometasproceden de la nube de Oort —nombrada así en honor al astrofísicoholandés Jan Oort, que dedujo suexistencia—, una burbuja que rodeatodo el Sistema Solar y que puedecontener millones de núcleoscometarios. Dichos núcleos permanecenen “hibernación” hasta que algúnfenómeno altera su órbita y los lanzahacia dentro o fuera del Sistema Solar.

Existe, sin embargo, otra “reserva” decometas algo más cerca: un disco planosituado más allá de la órbita deNeptuno, denominado cinturón deEdgeworth-Kuiper. De esta regiónproceden los cometas de la familia deJúpiter, denominados así porque susórbitas pasan relativamente cerca deeste planeta. Estos cometas presentanun periodo orbital muy corto, inferior a quince años, y se piensa que los

Figura 21.2. El Hale-Bopp. Un cometa senos muestra como una especie de manchabrillante y difusa que parece moverse conrespecto a las estrellas. En ocasiones, deesa mancha difusa, que recibe el nombrede coma, nacen dos espectaculares colascuya longitud puede alcanzar variosmillones de kilómetros. Una de esas colastiene un color amarillento mientras que laotra presenta un tono azulado. Fuente: Alex y Glen Wurden.

Figura 21.3. Núcleo. Composición de imágenestomadas por la misión Deep Space 1, quemuestra el núcleo del cometa Borrelly. Puedenapreciarse chorros de materia escapando delnúcleo y la “coma” de gas y polvo que lorodea. Fuente: NASA.

104

reiterados acercamientos al Sol hanenvejecido su superficie; comoconsecuencia, pueden haber perdido laspreciadas “condiciones primigenias”que presentan los cometas de la nubede Oort.

¿Y ahora?

Tras la visita al cometa Halley, lassondas Deep Space 1 (NASA) yStardust (NASA) exploraron los

cometas Borrelly y Wild2respectivamente, y aportaron datos quese están analizando hoy día. También seestudian los obtenidos por la misiónDeep Impact (NASA), que en julio de2005 lanzó un artefacto que impactócontra el núcleo del cometa Temple 1para estudiar su estructura interna. Otrasonda, la europea Rosetta (ESA), viajaal encuentro del cometa Churyumov-Gerasimenko. Se trata de la sonda máscompleja y con mayor número deinstrumentos de todas las que se han

Figura 21.4. Halley. La misión europeaGiotto, aproximándose al cometa Halley.Ilustración elaborada por la ESA.

desarrollado, e incluye un módulo dedescenso que se posará sobre el núcleoen verano de 2014. El Instituto de

Astrofísica de Andalucía ha contribuidoal desarrollo tecnológico de dos de losinstrumentos: Osiris y Giada.

105

Cometas y vida

La relación entre el hombre y los cometasllega hasta buscar una respuesta al propioorigen de la vida en la Tierra. Los estudiossobre la formación de los planetasterrestres sugieren que es prácticamenteimposible que la vida se desarrollara apartir de sus atmósferas primitivas. Elbioquímico español Juan Oró sugirió que

los cometas podrían haber transportadomaterial biogénico desde el Sistema Solar externo a la Tierra: en las primeras etapas del Sistema Solar estos objetos colisionaban confrecuencia con los planetas terrestres, y enellos se han detectado moléculas críticaspara el desarrollo de la vida.

a fuerza de gravedad de Júpiterimpidió que entre él y Marte se formara otro planeta, cuyos restos, más de noventa milfragmentos, observamos en forma de cinturón

En 1766, el astrónomo alemán Titiusdescubrió que la distancia al Sol de losseis planetas entonces conocidos —desde Mercurio hasta Saturno—seguía una secuencia matemáticasencilla. Sin embargo, la secuencia noestaba completa y sugería la existenciade un planeta, no descubierto todavía,entre Marte y Júpiter. Esta secuencia,divulgada a partir de 1772 por JohannBode, fue inicialmente acogida comouna mera curiosidad matemática. Sinembargo, cuando en 1781 WilliamHerschel descubrió el planeta Urano a la distancia que predecía la ley de

Titius-Bode, la comunidad científica, con una confianza renovada en la ley, comenzó labúsqueda del planeta perdido. En1801, el monje siciliano GiuseppePiazzi descubrió por casualidad unobjeto de apariencia estelar que semovía con respecto a las estrellas defondo. Los cálculos de su órbitamostraron que se hallaba justo dondela ley de Titius-Bode predecía laexistencia del planeta perdido. Ese“pequeño planeta”, con un diámetrode unos 950 kilómetros, fue bautizadoCeres. En los siguientes años sedescubrieron otros tres “pequeñosplanetas”, llamados Palas, Juno y Vesta, orbitando en una franja entreMarte y Júpiter. Al tratarse de variosobjetos de menor tamaño que losplanetas no se podían considerar como tales y William Herschell los

PEDRO GUTIÉRREZ Y SILBIA LÓPEZ DE LACALLE

22. El planeta que no fue

L

106

Figura 22.1. Mapa. Señalados en claro, elcinturón principal y los troyanos, asteroidesque “escoltan” a Júpiter.

107

denominó, de manera genérica,asteroides, palabra que refleja suapariencia estelar. Curiosamente, las órbitas de los cuatro objetosdescubiertos se cruzaban en un punto, lo que llevó a Olbers aestablecer un posible origen para los asteroides: se trataba de fragmentos de un planeta que, por una causa desconocida, se habíafracturado.

A partir de ese momento, el númerode asteroides descubiertos ha crecidovertiginosamente. Actualmente seconoce con precisión la órbita de másde 91.000 asteroides —aunque sólounos 11.000 poseen nombre propio—y se estima que la población total deobjetos con diámetro superior a unkilómetro asciende al millón. El grannúmero de asteroides haceinsostenible la hipótesis de Olbers y,por tanto, otras teorías han sidonecesarias.

¿Qué son los asteroides?

Los asteroides son cuerpos pequeños y rocosos que giran alrededor del Sol y que carecen de atmósfera. Su tamañooscila entre los casi mil kilómetros deCeres hasta los pocos centímetros,aunque los de reducido tamaño seconocen también como meteoroides. La mayoría de estos objetos residenentre Marte y Júpiter, en una región

denominada cinturón de asteroides. En 1944, el astrofísico ruso OttoSchmidt postuló una teoría quesustituía la hipótesis de Olbers y queafirmaba que la fuerza gravitatoria deJúpiter evitó la formación de unplaneta entre su órbita y la de Marte,proceso que originó el cinturón deasteroides. Así, actualmente se piensa

Troyanos

Troyanos

Órbita deJúpiter

60º

60º

Órbita deMarte

Órbita de la Tierra

Cinturón de asteroides

Figura 22.2. Ida y Dactilo. La misión Galileo(NASA), lanzada en 1989 para explorarJúpiter y su entorno, descubrió que elasteroide Ida poseía un pequeño satélite,denominado Dactilo.

Figura 22.3. Deep Space 1 (NASA). Misiónlanzada en 1998 para explorar el cometaBorrelly. En su viaje, sobrevoló el asteroideBraille, etapa a partir de la que se ha creadoesta concepción artística.

Figura 22.4. De cerca. Imagen detalle delasteroide Eros, sobre el que aterrizó la sondade la nave Near-Shoemaker (NASA, 1997). Estamisión fue la primera con un asteroide comoprincipal objetivo.

que los asteroides son los restos de los bloques o “ladrillos” a partirde los que se formaron los planetas;de este modo, pueden encerrarinformación sobre las condiciones de la nebulosa a partir de la que seformó nuestro Sistema Solar.

Los más cercanos

Una clase “especial” de asteroides la constituyen los NEOs, acrónimoen inglés que agrupa a los objetos o asteroides que pueden pasar cercade la Tierra. Se piensa que la mayoría de estos objetos sonfragmentos expulsados del cinturónprincipal debido a choques entreasteroides y a la influenciagravitatoria de Júpiter. No obstante,otra hipótesis indica que se trata denúcleos de cometas que han perdido el hielo. La importancia deestos objetos radica en que se trata de asteroides dinámicamente jóvenes, cuya órbita puedeevolucionar en escalas de tiemporelativamente cortas y pasar cerca de la Tierra, quizá con riesgo decolisión. Pero sólo los asteroides con un tamaño superior a 50 metrosalcanzarían la superficie terrestre,porque los de menor tamaño se desintegran debido al calor que genera la fricción con laatmósfera.

108

Figura 22.6. Huella escondida. Mapatridimensional que muestra una estructura anularen la península de Yucatán, México. Se cree quese produjo por la colisión de un asteroide—de entre cinco y diez kilómetros de radio—,fenómeno que originó un drástico cambioclimático y la desaparición de los dinosaurios. Lahuella del impacto se esconde bajo varios cientosde metros de sedimentos. Fuente: NASA.

Figura 22.5. ¿Un hueso? Los asteroidespequeños pueden presentar formas muyirregulares, como la de Cleopatra, que vemosen la imagen.

109

El peligro de una posible colisión ha impulsado a varios grupos de astrónomos a vigilar elcielo con dispositivos automáticospara la búsqueda de NEOs. Estosproyectos, entre los que destacanLINEAR (MIT), NEAT (Universidad de Hawaii y NASA) y Spacewatch (Universidad deArizona), han permitido aumentar de forma increíble el censo deasteroides y asegurar que ninguno de los NEOs conocidos impactarácon la Tierra. Estos sistemaspermanecen, sin embargo, alerta, pues sólo se conoce la órbita de un pequeño porcentajede todos los NEOs que se cree que existen.

En familia

En 1918, el astrónomo japonés Hirayamaplanteó la existencia de familias deasteroides, formadas a partir de laruptura catastrófica de un asteroidepadre debido a una colisión. En laactualidad hay más de 27 familiasidentificadas, entre las que destacan la deEos, con 480 miembros, Temis (535),Koronis (310), Flora (590) y Vesta (235).

Los asteroides que giran alrededor delSol trazando órbitas similares constituyengrupos, como los Hungaria, los Hilda o losTroyanos. Actualmente existen unos 21grupos diferentes, la mayoría de ellos conórbitas entre Marte y Júpiter.

En 2003 se descubrió un nuevo grupode asteroides, Apoheles, formado porobjetos situados más cerca del Sol que laTierra. Una subclase de este grupo,predicho teóricamente pero todavía noobservado, son los llamados Vulcanoides,asteroides que pueden situarse inclusomás cerca del Sol que Mercurio.

pesar de la enorme distancia que nossepara de las estrellas, los astrónomosson capaces de determinar sutemperatura, su tamaño e incluso su composición

Las estrellas se encuentran realmentelejos unas de otras: para hacernos una idea, la luz de la estrella máscercana, Próxima Centauri, tarda cuatro años en llegar hasta nosotros, en tanto que la del Sol nos alcanza enapenas ocho minutos. Ante estepanorama, podríamos pensar en las estrellas como cuerpos aisladossin más relación que su movimientoalrededor del centro de la galaxia,impresión no del todo cierta: dostercios de las estrellas forman sistemas dobles, por lo que nuestrosolitario Sol es más bien parte de unaminoría.

Pequeñas agrupaciones

Como veremos en el siguiente capítulo,las estrellas tienden a formarse encúmulos (grupos de entre diez y variosmiles), de modo que, aunque presentandiferencias evolutivas, comparten lamisma edad y composición. Dentro deun cúmulo, muy pocas estrellas sehallan aisladas del resto: igual quenosotros permanecemos pegados a lasuperficie de la Tierra debido a sufuerza de gravedad, las estrellas seagrupan de distintos modos por suatracción gravitatoria y forman parejas—o sistemas binarios— y sistemasmúltiples.

Un sistema binario, por ejemplo, secompone de dos estrellas que giran entorno a un punto común, llamadocentro de masas. En este tipo desistemas las estrellas se hallan tan

SILBIA LÓPEZ DE LACALLE Y PEDRO AMADO

23. Las estrellas, por grupos y colores

A

110

Figura 23.1. Binarias. Esta ilustraciónmuestra la transferencia de masa quepuede tener lugar en un sistema estelardoble. Fuente: Don Dixon.

Figura 23.2. Estrellas jóvenes. En el cúmuloabierto de las Pléyades aún se distingue elgas a partir del que se formaron susestrellas. Fuente: Robert Gendler.

111

próximas que aparentan ser sólo una, e incluso puede darse una transferenciade materia desde una estrella a la otra,como vemos en una de las imágenes.

Pero también se han hallado sistemascon más de dos estrellas, o múltiples:puede existir una tercera girandoalrededor de dos binarias muy cercanas,o grupos más complejos como el deCástor, en la constelación de Géminis,formado por seis elementos, o el deMizar, cuyos cuatro elementos semuestran en una de las imágenes.

Cúmulos estelares

Existen dos formas de “asociación” a gran escala por parte de las estrellas: los cúmulos abiertos y los cúmulosglobulares. Los primeros agrupan desdedecenas hasta miles de estrellas, ligadaspor la atracción gravitatoria existenteentre ellas. Se trata de estrellas tanjóvenes y calientes que, en muchos casos,como el de las Pléyades, aún se divisa elgas interestelar a partir del que nacieronlas estrellas que componen el cúmulo.Por su parte, los cúmulos globularespueden agrupar hasta millones deestrellas, pertenecientes a la primerageneración de estrellas y, por tanto, muyviejas y frías. Su importancia radica, entreotras cosas, en su edad: su antigüedadindica que se formaron en las primerasetapas del Universo, y ofreceninformación sobre este primer periodo.

Figura 23.3. Estrellas ancianas. M80, uno de los250 cúmulos globulares que existen en nuestraGalaxia, la Vía Láctea. Fuente: Hubble HeritageTeam.

Figura 23.4. Falsas apariencias. La estrella Mizar, tras sucesivas observaciones, resulta ser un sistemamúltiple de cuatro componentes.

112

El color de las estrellas

Del mismo modo que las gotitas deagua suspendidas en la atmósferaterrestre desvelan, en forma de arco iris,el espectro de luz del Sol, losastrónomos emplean prismas paradescomponer la luz de las estrellas ensus diferentes colores. Fue el físicoalemán Joseph von Fraunhofer quien, a principios del siglo XIX, dio el pasodefinitivo en el análisis espectral alinventar el espectrógrafo, uninstrumento que descompone la luz encolores de forma tan fina que se observaentrelazado con centenares de líneasnegras —las líneas de Fraunhofer—,correspondientes a los elementosquímicos que forman el objeto. Si bienal principio se pensó que el grosor delas líneas correspondientes a undeterminado elemento indicaba unamayor presencia de éste en la estrella,

más tarde se descubrió que lasdiferencias en las líneas se debían casiexclusivamente a variaciones detemperatura. Así se llegó a unaimportante conclusión: las estrellas, en general, presentan una composiciónmuy similar —75% de hidrógeno, 25%de helio y algunas trazas de otroselementos— y podían clasificarse enfunción de la temperatura de susuperficie. La astrónoma Cecilia Paynese encargó de reorganizar la anteriorclasificación, realizada en virtud de laerrónea relación entre el grosor de laslíneas y la abundancia de los elementos,y estableció una secuencia que losastrónomos saben de memoria:OBAFGKM. Esta lista se asociatambién con el color de las estrellas,que no es sino el reflejo de sutemperatura, aunque exagerando unpoco el tono para identificarlas con loscolores del espectro, o los colores del

Mizar A

Mizar BAlcor

Mizar

Figura 23.5. Líneas de Fraunhofer. El espectrode la luz solar aparece atravesado por líneasnegras, correspondientes a los elementos queforman el Sol.

113

arco iris. De este modo, la Ocorresponde a las estrellas más calientesy al color violeta, la G a las de

temperatura media y al color amarillo y la M a los astros más fríos y al colorrojo. Por muy extraña que nos parezcaesta secuencia, los astrónomosrelacionan automáticamente la O contemperaturas de hasta 30.000 grados y la M con estrellas frías, cuyasuperficie no supera los 3.000 grados.El Sol, una estrella de tipo G,mantiene una temperatura de unos6.000 grados.

El espectro del SolClasificación estelar

Tipo Color y temperaturaEstrellas azules violáceasDe 25.000 a 50.000 gradosImagen: Alnitak

Estrellas azulesDe 11.000 a 25.000 gradosImagen: Rigel (B8)

Estrellas azul pálido (cian)De 7.500 a 11.000 gradosImagen: Sirio

Estrellas amarillo pálidoDe 6.000 a 7.500 gradosImagen: Canopo

Estellas amarillasDe 5.000 a 6.000 gradosImagen: el Sol

Estrellas anaranjadasDe 3.500 a 5.000 gradosImagen: Epsilon Eridani

Estrellas rojizasMenos de 3.500 gradosPróxima Centauri

Prisma

Luz solar

Rojo

Naranja

Amarillo

Cian

Azul

Violeta

ras el primer descubrimiento en1995, los astrónomos han encontrado más de ciento treintaplanetas fuera del Sistema Solar,algunos en sistemas planetariosmúltiples

Aunque ya en el siglo IV a.C. elfilósofo griego Epicuro anunciaba la existencia de mundosinfinitos, más allá de nuestrouniverso visible, la verificación hallegado muchos siglos después. Eldescubrimiento, en 1995, de unplaneta que giraba en torno a laestrella 51 de la constelación Pegaso constituyó la prueba a lo que ya se suponía: el Sol, y en concreto el Sistema Solar, esuno de los miles de millones posibles—y sólo dentro de nuestra Galaxia—.

Planetas peculiares

La cifra de planetas descubiertos entorno a otras estrellas supera los cien,aunque sus características desafían lateoría que explica cómo se forman lossistemas planetarios, elaborada a partirdel estudio de nuestro Sistema Solar.Según ésta, los planetas nacen a partirde un disco plano de gas, polvo ypequeñas rocas en rotación, en cuyocentro se halla la estrella en formación.Este planteamiento impide laformación de planetas en las zonas másexternas e internas del disco, en parteporque se encontrarían a temperaturasextremas —demasiado bajas o altasrespectivamente— y en parte por lafalta de materiales para ello. Sinembargo, muchos de los planetasdetectados se caracterizan por laproximidad a su estrella


24. Mundos remotos

T

114

Figura 24.3. 55 Cancri. Concepción artística del primer sistema cuádruple de planetasencontrado. Fuente: Lynette Cook.

Figura 24.1. Misión Darwin (ESA). Se componede una flotilla de seis telescopios espacialesque buscarán planetas extrasolares similaresa la Tierra.

Figura 24.2. Pegasi 51b. Concepción artísticadel primer exoplaneta descubierto, situadoextremadamente próximo a su estrella. Fuente: Tomislav Stimac.

115

—con distancias menores que la deMercurio al Sol— y por su velocidad—uno de ellos concluye una vueltaalrededor de su estrella en sólo 3,1días terrestres—. También la granmasa de muchos de ellos, que oscilaentre la mitad y diez veces la deJúpiter, el gigante de nuestro sistema,preocupa a los científicos. La teoríatradicional presuponía que la mayoríade los sistemas solares contendría unplaneta semejante a Júpiter nada máspasar la “línea de la nieve”, o distanciaa partir de la que las temperaturasbajan tanto que el vapor de agua secondensa en forma de hielo; nuncamás cerca, ya que los gigantes gaseosossólo pueden formarse en las zonas másfrías, a una distancia mínima de cincoveces la que hay de la Tierra al Sol. La detección de esos “júpiteres” tan

veloces y próximos a su estrella hallevado a los científicos a elaboraralternativas a la teoría tradicional,como las basadas en la formación delos planetas en partes del disco másbenignas y en su posterior migraciónhacia el interior. Otras teoríasapuestan por un desequilibriogravitatorio producido por laexistencia de varios planetas gigantes,lo que también explicaría la órbitaelíptica de algunos de ellos: si loscuatro gigantes gaseosos del SistemaSolar —Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno— hubieran crecido hastael tamaño de Júpiter, habrían ejercidofuerzas gravitatorias sobre los otros y causado la excentricidad de lasórbitas, la expulsión de alguno de ellos fuera del sistema o incluso un choque.

Figura 24.4. Planeta volátil. El planeta HD209458b es un gigante gaseoso que giratan cerca de su estrella que parte de suatmósfera escapa, formando una colasimilar a la de los cometas. Fuente: ESA.

Exploración futura

Una vez comprobada la existencia deplanetas alrededor de otras estrellas, nosinteresa conocer si pueden albergar vida.El desarrollo de la vida se relaciona conmuchos factores, pero sobre todo con lapresencia de agua líquida, lo que imponea su vez condiciones sobre el tamaño y ladensidad del planeta. Estas dos medidasdeterminan la gravedad de éste, que debeser la justa: no demasiado pequeñaporque, como ocurre en la Luna, el aguase perdería en el espacio en lugar de

condensarse y regresar a la superficie,pero tampoco puede ser demasiadoelevada porque, como sucede en Júpiter,retendría fuertes cantidades de metano yamoniaco, ambos letales. Las técnicasempleadas en la actualidad no permitenla detección de planetas pequeños de tipoterrestre que coincidan con estadescripción, pero ya se preparan misiones(Darwin de la ESA y Kepler o TPF de laNASA) que planean, además de localizarestos objetos, determinar su tamaño y sutemperatura o incluso obtener imágenesde ellos.

116

Métodos de detección

Las tres técnicas principales de detecciónson indirectas, es decir, estudian los efectosdel planeta sobre su estrella progenitora;como consecuencia, se sabe que el planetaestá ahí y puede calcularse su tamaño, peronunca se han obtenido imágenes de ellos.Un planeta puede afectar a su estrella devarios modos: su fuerza de gravedad, sobretodo en el caso de planetas gigantes,puede forzar a la estrella a dibujar unapequeña órbita, como muestra la figura 1;la técnica de la astrometría consiste enmedir con gran precisión la posición de unaestrella de modo que cualquier “tambaleo”pueda detectarse. La estrella, en su

recorrido orbital, se acercará o se alejará denosotros, movimiento que provoca que lalongitud de onda de su luz se comprima o se extienda respectivamente (esto seconoce como desplazamiento al azul o rojodel espectro electromagnético, ver figura 2).La medición de estas variaciones, conocidacomo técnica de la espectroscopía Doppler,ha permitido detectar hasta el momento lamayoría de los exoplanetas. Finalmente,otra técnica consiste en medir ladisminución periódica del brillo de laestrella causado por el paso de un planetaentre ella y el observador, conocida comométodo de los tránsitos.

as estrellas nacen a partir de nubes de gas y polvo y afrontan uncomplicado y extenso proceso antesde alcanzar la condición de estrella

Aunque las primeras estrellascomenzaron a brillar, posiblemente,hace más de diez mil millones de años,y el Sol hace casi cinco mil millones, enmuchas regiones del Universo se handetectado brotes de formación estelarque, en la actualidad, están dando lugara nuevas estrellas. Los astrónomosobservan este proceso en otros lugaresde nuestra Galaxia para, por un lado,aprender de qué modo se formaron elSol y los planetas que giran a sualrededor y, por otro, para elaborar unateoría que explique eficazmente cómonacen las estrellas. Gracias a estasinvestigaciones conocemos un datocurioso: a lo largo de su proceso de

formación, las estrellas se encuentranrodeadas de una envoltura que, a modode cascarón, impide que las observemos.Cuando las estrellas de poca masa —similares al Sol— salen del cascarón, esdecir, cuando se disipa la envoltura y sehacen visibles, aún tienen que atravesarun proceso relativamente largo hastaconvertirse en estrellas “adultas”. Por elcontrario, las estrellas masivas salen delcascarón teniendo ya todas lascaracterísticas de las estrellas adultas de suespecie; eso sí, su vida será efímera.

¿Dónde nacen las estrellas?

Las estrellas se forman en las llamadasnubes moleculares, nubes muy tenuescompuestas principalmente porhidrógeno (99%) y polvo (1%), cuyaextensión es tan vasta que, en total,

GUILLEM ANGLADA Y SILBIA LÓPEZ DE LACALLE

25. El nacimiento de las estrellas

L

117

Figura 25.1. La nebulosa de Orión. Una región de formación estelar muyactiva. Fuente: Stefan Seip.

permiten atisbar su interior, lo que hapropiciado el desarrollo de una teoría dela formación estelar; además, y sobretodo en las últimas décadas, gracias aestas observaciones se han desveladoalgunos de los principales secretos de esteproceso.

¿Cómo se forman?

Como hemos visto, una nube molecularpuede contener material para producirhasta millones de estrellas, de modo que

118

acumulan mucha materia. Estas nubesconstituyen la materia prima a partir dela que se forman las estrellas, y una solade ellas puede contener masa suficientepara generar miles, e incluso millones, de estrellas como el Sol. Los embrionesde las futuras estrellas se encuentranocultos en el interior de estas nubes, fríasy oscuras, por lo que la observación delproceso de formación estelar,especialmente en sus primeras etapas,resulta complicado. Afortunadamente,las ondas de radio e infrarrojas logranatravesar estas regiones oscuras y

Figura 25.2. Ocultas. La nebulosa Trífida, unaregión de formación estelar que apareceoscurecida por densas nubes de polvo. Fuente: NASA, ESA y AURA/STScI.

Figura 25.3. Jovencísimas. Arriba a la izquierdavemos la protoestrella HH-30, cuya débil luzilumina el disco que la rodea, situado de canto.A su derecha observamos la más lejana HH-34,que expulsa gas en forma de chorro a altavelocidad. La imagen inferior muestra a HH-47(situada en el extremo izquierdo), que presentaun extenso chorro de material eyectado. Fuente: STScI, ESA, Univ. Arizona y NASA.

119

el proceso de formación estelarrequiere, necesariamente, que seproduzca una fragmentación. Una vezrota la nube, los diversos fragmentossufrirán un lento proceso decontracción hasta alcanzar la densidadtípica de las estrellas, veinte órdenes demagnitud mayor que la de las nubes apartir de las que se formaron (así, si la nube tenía una densidad de 1, la dela estrella será de 1 seguido de veinteceros). La propia fuerza de gravedad delos fragmentos desencadena un procesode derrumbamiento (las pequeñasnubes se hunden bajo su propio peso),que tiene como consecuencia laformación de un núcleo central —elembrión estelar o protoestrella—, sobreel que continúa cayendo el resto del

fragmento de la nube molecularprogenitora. Esta acumulación dematerial en la protoestrella vaacompañada de la expulsión de parte de este material en forma de chorrosque alcanzan altas velocidades (500.000km/h) y distancias de hasta varios añosluz. La presencia de estos chorros esfundamental porque estabiliza larotación de la protoestrella y evita quegire demasiado deprisa y se desintegre.La existencia de una rotación inicial enla nube provoca que el material sedeposite preferentemente en el ecuadory se forme un disco de material enórbita alrededor de la protoestrella. Secree que este disco constituye la semillade un posible sistema planetario entorno a la estrella.

Figura 25.4. Grandes estrellas. La región deformación estelar 30 Doradus se encuentraen la Gran Nube de Magallanes, unagalaxia satélite de la nuestra. En su centrovemos el cúmulo estelar R136, cuyasestrellas, entre las más grandes y calientesconocidas, están saliendo de la envolturaque las cubría (en el centro). Fuente: N. Walborn et al., WFPC2, HST,NASA.

Figura 25.5. Embrión estelar. Imagen de unaestrella en formación que muestra unincipiente chorro de material. A su alrededorse ha detectado vapor de agua (puntosblancos) en lo que parece ser un discoprotoplanetario.

120

envoltura se disipa, el embrión empiezaa hacerse visible. En una estrella similaral Sol, este momento coincide con lallamada etapa de T Tauri, que tienelugar, aproximadamente, un millón deaños después del inicio del proceso de derrumbamiento; sólo al final deesta etapa, después de diez millones de años, el proceso de contraccióngravitatoria finaliza y se alcanza latemperatura suficiente para el comienzode las reacciones termonucleares quedefinen a una estrella propiamentedicha (etapa de secuencia principal).Para completar la formación de unsistema planetario se requiere aún mástiempo, entre 10 y 100 millones deaños en estrellas como el Sol.

Investigación futura

En los últimos años, el interés de loscientíficos ha ido desplazándose decómo nacen las estrellas a cómo seforman los sistemas planetarios a sualrededor. Además, quedan pendientesaspectos muy importantes que apenas seempiezan a abordar en la actualidad:cómo se forman los sistemas binarios ymúltiples, mucho más abundantes en elUniverso que las estrellas solitariascomo nuestro Sol, cómo se forman lasestrellas más masivas y cuál es la mayory la menor masa posible para unaestrella.

Y se hizo la luz

En las primeras etapas (100.000 años)de la vida de la estrella, ésta seencuentra profundamente oscurecidapor el polvo y sólo puede observarsecon radiotelescopios o telescopios deinfrarrojos. Después, a medida que elmaterial cae sobre la protoestrella y la

NGC 2071-IRS3

as estrellas, tras una etapa sincambios que abarca gran parte de su vida, sufren procesosespectaculares que las llevan a la muerte

Una estrella no permanece igualdurante toda su existencia, sino másbien lo contrario: a lo largo de su vidacambia de tamaño, color, temperatura, luminosidad ycomposición química. Pero no lo hace de forma aleatoria. Sabemos que estos cambios siguen un procesodeterminado, que depende básicamente de la masa de la estrella.Este proceso se denomina evoluciónestelar y puede abarcar de millones a billones de años, por lo que,comparadas con la vida media de un ser humano, las estrellas pareceneternas.

¿Por qué cambian?

En las estrellas existen dos fuerzas queactúan en equilibrio: la gravedad, que tiende a hundirlas bajo su propiopeso y la presión, que tiende aexpandirlas. Mientras que la gravedad,que depende de la cantidad de masaque posea la estrella, permanecerá casiconstante a lo largo de la vida de ésta,la presión sí sufrirá modificaciones aldepender de la forma en que la estrellagenera energía. La evolución estelarconstituye una continua lucha pormantener el equilibrio entre gravedad y presión, también llamado equilibriohidrostático.

Las estrellas pasan gran parte de suexistencia en la secuencia principal, queconstituye su etapa adulta y secaracteriza por la obtención de energíamediante la combustión de hidrógeno.

SILBIA LÓPEZ DE LACALLE Y ANTONIO DELGADO

26. La evolución de las estrellas

L

121

Así, a modo de central nuclear, losnúcleos de hidrógeno interaccionanpara dar lugar al helio, proceso en elque se produce una enorme cantidad de energía y que genera la presiónnecesaria para establecer un equilibriocon la gravedad. La duración de estaetapa difiere de una estrella a otra, enfunción del tiempo que el hidrógeno desu núcleo tarda en agotarse. Esto, a suvez, guarda una relación directa con lamasa: una estrella mediana como el Solpasará 10.000 millones de años en estafase, mientras que una estrella másmasiva, que necesita mucha más energíapara evitar el hundimiento, fusionará elhidrógeno en helio a mayor velocidad.Como consecuencia, estas estrellas seránmás luminosas y su paso por la

122

Figura 26.1. Evolución. Representaciónesquemática de la vida de una estrellasimilar al Sol, desde su nacimiento hasta la fase de gigante roja.

Figura 26.2. Comienzo. HH32, una estrellarecién nacida. Fuente: HST.

secuencia principal durará menos: unaestrella diez veces más masiva que el Solse mantiene en la secuencia principaltan sólo 100 millones de años.

Las gigantes rojas

Si bien durante la secuencia principal la estrella apenas cambia, llega unmomento en que el hidrógenodisminuye tanto que no mantiene elritmo de las reacciones nucleares. Elnúcleo —prácticamente de helio—genera menos energía, se enfría,disminuye la presión y comienza ahundirse debido a su propio peso y alde las capas externas de la estrella. Todoeste proceso calienta estas capas que,

de tipo solar, logrará fusionar el helio encarbono, pero no tendrá suficientecombustible como para continuar lafusión del carbono en elementos máspesados. Veremos su final en el capítulosiguiente.

Figura 26.3. Hacia el final. Betelgueuse, unagigante roja. Fuente: HST.

123

como todo gas al calentarse, comienzana dilatarse y a expandirse como un globoque se hincha con aire caliente. Laestrella aumenta su radio hasta casi cienveces su tamaño original, de tal formaque las últimas capas se alejan tanto delnúcleo que apenas notan su influencia, ypor tanto se enfrían. Al enfriarseadquieren un color rojizo, dando nombrea esta etapa de la evolución estelar, la degigante roja, que nuestro Sol atravesaráen unos 5.000 millones de años.

Últimas etapas

Lo que le ocurre a la estrella a partir de lafase de gigante roja dependeexclusivamente de su masa: si la estrellaes suficientemente masiva dispondrá delcombustible necesario para fusionar elhelio en carbono y, cuando el helio seagote, la de carbono en oxígeno, luego enmagnesio, silicio y toda una serie deelementos pesados. Cada una de estasfases se reflejará en cambios en eltamaño, color y luminosidad de laestrella. Por el contrario, si la estrella es Figura 26.4. Ancianas. Un cúmulo globular, habitado por estrella muy viejas. Fuente: HST.

Figura 26.5. Comparación de tamaños. Unaestrella como el Sol comparada con unagigante roja. El puntito que vemos en el discosolar correspondería al tamaño de una estrellaenana blanca.

124

El diagrama H-R

En 1911, Ejnar Hertzsprung y HenryRussell establecieron, de formaindependiente, la relación empírica entreel color (temperatura) y la luminosidad delas estrellas, expresada en el diagrama H-R. Este diagrama sitúa a la izquierda lasestrellas calientes y a la derecha las frías,arriba las más luminosas y abajo las mástenues.

Llama la atención la diagonal depuntos que recorre el cuadro y quecorresponde a las estrellas de la secuenciaprincipal, entre las que se encuentra elSol. En la esquina superior derecha sehallan las gigantes rojas que, a pesar deser frías, son más luminosas que nuestraestrella porque, al ser su superficie muchomayor, la energía total radiada resulta

también muy elevada. Finalmente,observamos un pequeño grupo deestrellas en la región inferior izquierdadel diagrama, las enanas blancas, quepresentan características curiosas: sonmucho más calientes que el Sol peromenos luminosas. Si empleamos el mismocriterio que con las gigantes rojas, estecontraste tiene que deberse a que susuperficie es muy pequeña y, de hecho, eltamaño de algunas no supera el de laTierra. Sin embargo, diferentesobservaciones han revelado que lasenanas blancas pueden contener, en sureducido tamaño, una cantidad de masasimilar a la del Sol: su densidad es tan altaque una cucharada de enana blancapesaría cinco toneladas.

na nebulosa planetaria es el efímeroespectáculo cósmico de luces y colorque despide la larga vida de lasestrellas similares a nuestro Sol

¿Cuál es el fin que aguarda a unaestrella? Tal y como decía un conocidomensaje publicitario, el secreto está enla masa. Así, las estrellas con masa diezveces superior a la del Sol consumenfrenéticamente todo el hidrógeno de sunúcleo y lo transforman en helio, luegoel helio en carbono y oxígeno, y asísucesivamente hasta encontrarse con unnúcleo de hierro del que no puedeextraerse más energía. En estemomento, la estrella explota en unasupernova, una violenta explosión en laque la estrella es destruida.

Sin embargo, el destino de lasestrellas cuya masa no supera las diezmasas solares —el 99% de las estrellas

en una galaxia— será muy diferente.Estas estrellas, conocidas como estrellasde masa baja e intermedia, noconseguirán alcanzar en su núcleo lascondiciones necesarias para fusionar losátomos de carbono y oxígeno enelementos más pesados. Frustrada suevolución hacia supernova, la fusión dehidrógeno en helio y de helio encarbono y oxígeno se extiende a capascada vez más superficiales. La estructurade la estrella pierde estabilidad, laestrella se expande y se torna más fría y luminosa, proceso que la convierte enuna gigante roja. La dilatación de laenvoltura continúa hasta que el núcleode carbono y oxígeno pierde el controlsobre ella y se expande libre en elespacio. La envoltura estelar, ahora muytenue, es transparente a la energía queemite el núcleo, que la ioniza y la haceemitir luz. La estrella se ha

MARTÍN GUERRERO Y SILBIA LÓPEZ DE LACALLE

27. Soles moribundos

U

125

Figura 27.1. Formas nebulares. Usandotelescopios rudimentarios, William Herschellrelacionó, erróneamente, estas nebulosas conel origen de los planetas —de ahí su “apellido”planetarias—. Hoy día sabemos que nadatienen que ver con ellos. Sus formas varíandesde la esférica de A 39 o la elíptica de NGC6720 (también conocida como nebulosa de la Lira), hasta la bipolaridad de la nebulosade la Hormiga o la simetría con respecto a la estrella central de IC 4634.

126

Intrigantes formas

Aunque, a grandes rasgos, losastrónomos comprenden el procesode formación de una nebulosaplanetaria, aún quedan muchosaspectos pendientes de aclaración.Tal vez uno de los más importanteses el de la morfología nebular, esdecir, la búsqueda de una explicaciónpara las intrigantes formas quemuestran las nebulosas. Si laenvoltura estelar, originariamenteesférica, se expande en el espacio, lalógica invita a pensar que lasnebulosas planetarias deberían tenerforma esférica. Pero esto no secumple más que en una minoría decasos, mientras que predominan lasnebulosas elípticas, bipolares oincluso con peculiares formassimétricas con respecto a la estrellacentral.

Todas las investigaciones concluyen que existe algún procesoque modifica dramáticamente lasimetría esférica de la envolturaestelar y que se produce muy al

transformado en uno de los objetoscelestes más bellos y enigmáticos, una nebulosa planetaria, compuesta por un núcleo estelar muy caliente rodeado de una envolturafluorescente.

En un periodo de unos veinte a treinta mil años, la gloriosa planetaria se habrá disipado en elespacio. Su estrella central se habráconvertido en una enana blanca,condenada a enfriarse y apagarselentamente. Dentro de 5.000 millonesde años, éste será el destino de nuestroSol.

Figura 27.2. El indicio. K 3-35, la únicaplanetaria en la que un campo magnéticoinfluye en un chorro de partículas de altavelocidad que, a su vez, modela lanebulosa. Fuente: Luis Miranda, IAA.

127

comienzo de la formación de lanebulosa planetaria. Si bien la causa de esta asimetría levanta aún intensos debates, existen tresmodelos teóricos que acaparan laaceptación de los científicos. En elprimero de ellos, una estrellacompañera de la estrella centralorienta la envoltura en expansión y la hace asimétrica. En el segundomodelo, el campo magnético de la estrella enfoca la envoltura en expansión del mismo modo que un imán orienta partículas de hierro. En el tercero, los chorrosde material a muy altas velocidades observados en muchasplanetarias modifican la morfologíanebular.

La pista

Aún no disponemos de suficientes datosque permitan dirimir entre uno de estosmodelos, aunque la nebulosa planetariaK 3-35 puede constituir un valiosoindicio: un equipo internacional deastrónomos, liderado por un científicodel Instituto de Astrofísica deAndalucía, ha descubierto un campomagnético en esta joven nebulosa.Dicho campo genera un chorro muyfocalizado de material a gran velocidadque, a su vez, interacciona con laenvoltura nebular y condiciona sumorfología y su evolución. ¿Hemos,finalmente, capturado el momentocrítico en el que se decide la forma deuna nebulosa planetaria?

Un corazón caliente

Una de las predicciones básicas de losmodelos de formación de nebulosasplanetarias es la existencia de gas muycaliente en su interior, causado por lainteracción de un viento estelar o dechorros de material, ambos de alta

velocidad, con la envoltura nebular. Estegas alcanzaría temperaturas tan elevadasque su emisión podría ser observada enrayos X. Las observaciones de la últimageneración de satélites de rayos X, Chandra(NASA) y XMM-Newton (ESA), hanconfirmado esta predicción: las nebulosasplanetarias, en efecto, contienen en suinterior gas muy caliente y extremadamentepresurizado que empuja la envolturanebular y es, en gran manera, responsablede la expansión y morfología nebular. Laimagen muestra la nebulosa del Esquimal(Fuente: HST y XMM-Newton), que no es tanfría como su nombre parece indicar: suinterior —en azul— alberga gas contemperaturas de dos millones de grados.

as supernovas, además de unfascinante espectáculo, constituyen el origen de los agujeros negros y de las estrellas de neutrones

Supernova es el nombre que recibe una estrella que muere deforma explosiva, lanzando al mediocircundante la mayor parte de sumasa a una velocidad que puedealcanzar los cuarenta millones dekilómetros por hora. Existen dosclases de supernovas: las de tipo II,Ib y Ic, que se originan en laexplosión de estrellas muy masivas (al menos ocho veces la del Sol), y las de tipo Ia, que se crean a partir de la explosión de una enana blanca (su masa esaproximadamente 1,4 veces la del Sol) en un sistema estelardoble.

La lucha de las gigantes

Las estrellas progenitoras de lassupernovas de tipo Ib, Ic y IImantienen a lo largo de su vida unadura pugna entre la fuerza de gravedad,que tiende a hacer que la estrella sehunda, y la fuerza de radiación, que loimpide. La energía que evita elderrumbamiento proviene de lasreacciones termonucleares que tienenlugar en el interior de la estrella, que a medida que envejece va formandouna estructura similar a la de unacebolla: las capas más externas alberganhidrógeno y helio y, a medida quellegamos al núcleo de la estrella,encontramos carbono, nitrógeno,oxígeno y otros elementos pesados hastallegar al hierro. Cuando la estrella haquemado todo el combustible —esencialmente, cuando empieza


Y MIGUEL ÁNGEL PÉREZ-TORRES

28. La muerte explosiva

L

128

Figura 28.1. Binarias. Traspaso de materiade una gigante roja a un disco que rodea a la enana blanca. Cuando se acumule unacantidad de materia suficiente, sedesencadenarán las reacciones que darán lugar a una explosión de supernovade tipo Ia.

129

a producir hierro—, no tiene con quécontrarrestar la fuerza de la gravedad.Las capas externas se hunden y rebotancontra el duro núcleo de hierro,produciendo una explosión cuyaluminosidad compite con la galaxia quela alberga. La teoría predice laformación de un cascarón esféricocomo resultado de la interacción delmaterial eyectado con el que seencontraba en torno a la estrellaprogenitora, dejando en el centro de laexplosión un remanente que daría lugara una estrella de neutrones (púlsar) o aun agujero negro.

Reactivación de una estrella

Las supernovas de tipo Ia son tanespectaculares como las de tipo Ib, Ic y II, y muestran, además, unaextraordinaria uniformidad en brillodebido a la peculiar evolución de laestrella progenitora —una enanablanca— en un sistema binario.

Las enanas blancas son los restos deuna estrella como el Sol que, tras gastarsu combustible nuclear, han expulsadosu atmósfera y conservan un núcleomuy compacto. Incapaces de generarenergía, se enfriarán y se perderán devista. Existe, sin embargo, unaposibilidad que les permitirá brillar denuevo, y que se atribuye a supertenencia a un sistema binario. Elproceso se desarrollaría del siguiente

Figura 28.2. Condenada. Eta Carina, unaestrella unas cien veces mayor que el Sol,es una excelente candidata a supernova,aunque se ignora cuándo explotará.Fuente: HST-WFPC2.

Figura 28.3. Brillante. Imagen tomada desde tierra de la supernova 1994D. Fuente: HST.

modo: cuando la estrella compañeraagota su hidrógeno, el descenso deenergía provoca la contracción y elcalentamiento del núcleo, en tanto quelas capas externas se expanden y seenfrían. Esto conlleva un importanteaumento de tamaño y posibilita elvolcado de material sobre la enana blanca(ver figura 28.1), cuyas peculiarespropiedades le impiden llegar al atracón:existe un límite de masa —denominadode Chandrasekhar en honor a sudescubridor— que una enana blanca no

puede sobrepasar sin sufrir desequilibriostales que la desintegrarían por completo.Cuando la enana blanca está a punto dealcanzar ese límite, que se halla en 1,4masas solares, la materia que la estrellacompañera cede a la enana blancaaumenta la densidad del núcleo hasta talpunto que comienza la quema decarbono, lo que a su vez desata una seriede reacciones termonuclearesincontroladas que provocan la explosióny la desintegración total de la enanablanca.

130

Figura 28.4. Restos. El remanente de la supernova Casiopea A, una nube con los restos de la explosión. Fuente: NASA, CXC, GSFC.

131

Candelas estándar

En astronomía, la medición dedistancias constituye una tareaprimordial. La esencia de muchas de lastécnicas empleadas resulta, a pesar delnombre —ley inversa del cuadrado dela distancia—, bastante sencilla: sitenemos una bombilla a un metro y nosalejamos otro metro, el brillo aparentede la bombilla disminuirá cuatro veces;si triplicamos la distancia, el brillodisminuirá nueve veces, y así de formasucesiva. Entonces, si conocemos elbrillo intrínseco de un objeto celestepodemos determinar su distancia yemplearlo como patrón de medida, o candela estándar. No obstante, hayque tener en cuenta que la distancia enel Universo no es sólo espacial, sino

también temporal, de modo que lasimágenes que recibimos correspondenal pasado de los objetos: igual que la luzque emite el Sol tarda ocho minutos enllegar a la Tierra, las imágenes de lasgalaxias lejanas corresponden a unaetapa de su evolución muy anterior,tanto que emplearlas como patrón de medida podría ser engañoso. Erapreciso, pues, encontrar un tipo de objeto cuya luminosidad fueracomparable con la de las galaxias, peroque apenas variara de un objeto a otro,tanto en el Universo cercano como enel lejano. La respuesta a estos problemasllegó con el descubrimiento, en 1988,de la primera supernova distante detipo Ia. Estas supernovas constituyen,en la actualidad, un valioso patrón demedida de distancias astronómicas.

Investigación

SN1993J: Interacción con el medioLos astrónomos predijeron, hace más deveinte años, que la explosión de unasupernova de tipo II debería dar lugar a la formación de un cascarón esférico, comoconsecuencia de la interacción del materialeyectado a velocidades de hasta 20.000kilómetros por segundo con el viento estelarde la estrella progenitora, muy denso ylento. Sin embargo, ninguna supernovahabía explotado lo suficientemente cercacomo para contrastar los modelos.Afortunadamente, en 1993 explotó una supernova en la galaxia cercana M81:

conocida como SN1993J, constituye laconfirmación más espectacular de laspredicciones de los modelos teóricos. En la imagen, los colores más calientes indican las

zonas de mayor emisión. Nótese cómo laestructura se expande con el tiempo y cómoel cascarón empieza a destruirse (noviembrede 2002). Fuente: IAA.

a muerte no constituye el fin de lasestrellas de alta masa. Su cadáverdejará un importante rastro: unagujero negro o una estrella deneutrones

En una explosión de supernova, laestrella expulsa todas sus capasexteriores —técnicamente, suenvoltura—, que pueden sumar de unaa veinte veces la masa del Sol. Estecadáver estelar, denominado“remanente de supernova”, quedaflotando en el medio interestelar y continúa expandiéndose durantecientos de años. Pero no todo sedestruye en una explosión desupernova, sino que el núcleo de laestrella permanece. Este núcleo, rico enhierro, proseguirá su hundimiento sinque se produzcan reacciones nucleares.El hundimiento se detendrá o, por el

contrario, continuará indefinidamentedependiendo de la masa del núcleo tras la explosión. El valor mágico es, en este caso, tres veces la masa del Sol.

Estrellas de neutrones o púlsares

Si el núcleo de la estrella no supera estevalor, el hundimiento se detendrá poracción de los neutrones, que viajanlibres porque la temperatura es ya tanalta que toda la materia se encuentradisociada en los componentes mássimples: protones, neutrones yelectrones. En este momento nace unaestrella de neutrones, también conocidacomo púlsar.

Los púlsares, como si fueran faros,emiten luz de forma pulsada con una

ANTXÓN ALBERDI Y SILBIA LÓPEZ DE LACALLE

29. Los restos de las supernovas

L

132

Figura 29.1. Evidencia. Ilustración de GROJ1655-40, un agujero negro detectado porla energía desprendida por el gas que lerodea. Fuente: A. Hobart, CXC.

Figura 29.2. El Púlsar del Cangrejo. Estaestrella de neutrones, que gira unas treintaveces por segundo, se encuentra en elcentro de la Nebulosa del Cangrejo, frutode una explosión de supernova acaecidaen el año 1054. Fuente: J. Hester (ASU) et al., CXC, HST, NASA.

133

cadencia que puede reducirse a milésimas de segundo. Sudescubrimiento vino acompañado porla sorpresa, ya que estos objetos teníanque ser extremadamente calientes ycompactos para emitir tal cantidad deenergía en tiempos tan pequeños. Seelaboró una explicación teórica quesupone que la estrella se contraebrutalmente por la fuerza de lagravedad, de forma que los núcleosatómicos se “estrujan” entre sí y loselectrones y los protones interaccionanformando un “plasma de neutrones”.Una estrella de neutrones de este tipopuede contener la masa del Sol en unradio de decenas de kilómetros, lo queequivale a cientos de millones detoneladas por centímetro cúbico. Enalgunos casos, y debido a lascondiciones extremas, la radiación delos púlsares se concentra en unos hacesmuy estrechos, de modo que la emisiónsólo se detecta cuando los hacesapuntan en dirección a la Tierra.

Los agujeros negros

Por otro lado, si el núcleo de la estrellamoribunda tiene una masa superior allímite, nada podrá detener suhundimiento. Seguirá contrayéndosehasta que su densidad se vuelva infinitay, finalmente, se convertirá en unagujero negro. Esto sucede con lasestrellas con masa original superior

Figura 29.3. Binarias. La fuerza de gravedad del agujero negro atrae materia de la estrella compañera, que forma un disco a su alrededor.

134

a diez veces la del Sol, mientras que lasque oscilan entre seis y diez masassolares darán lugar a púlsares.

La fuerza gravitatoria que ejerce unagujero negro es tan intensa que ni la luzpuede escapar. Existe, no obstante, unaregión límite, denominada horizonte desucesos, a partir de la que sí es posible lahuida, aunque a la velocidad de la luz. La distancia entre el agujero y el horizontede sucesos se conoce como Radio deSchwarzschild, y nos da una idea del“tamaño” del agujero negro. A modo deejemplo, el tamaño de un agujero negrocon la masa del Sol sería de

2,9 kilómetros, y para uno con la masade la Tierra sería de 9 milímetros.

Pero si este tipo de objetos no emitenni reflejan luz, y tampoco dejan que nadaescape de su radio de acción, ¿cómopodremos detectarlos? Efectivamente,nunca podremos “ver” un agujero negro,pero sí que podemos observar los efectosque provoca en sus inmediaciones y, enconcreto, en los objetos cercanos a él. Porejemplo, si forma parte de un sistemabinario, su fuerza de gravedad atraerámaterial de la compañera y formará undisco cuyo borde interno será elhorizonte de sucesos (ver figura 29.3).Este material, en su caída hacia elagujero, sufrirá un fuerte calentamiento y liberará abundante energía en rayos X.Esta radiación constituye un indicio de laexistencia de un agujero negro, aunqueexisten otros indicativos, como laexpulsión de chorros de materia odiversos fenómenos eruptivos muyenergéticos y violentos. Todo esto,además de su complejidad y su exóticanaturaleza, hace de los agujeros negrosuno de los objetos más fascinantes denuestro Universo.

135

Investigación

Primera prueba

La supernova SN1986J fue descubierta en1986, aunque los científicos creen queexplotó tres años antes. Lasobservaciones —en radio y de muy altaresolución angular— en variaslongitudes de onda han desvelado lapresencia de un objeto compacto y muybrillante en su centro, lo queconstituye la primera pruebaexperimental del modelo teórico queafirma que tras la explosión de unasupernova debería quedar un objetocompacto, bien un agujero negro o unaestrella de neutrones. “Se trata de unapredicción de los libros de textopresenciada por primera vez”, comentóuno de los investigadores. Fuente:Bietenholz y Bartel.

Actualidad

Enjambre de agujeros negros

El observatorio de rayos X Chandra(NASA) ha hallado indicios de un enjambre de agujeros negros cerca delcentro de nuestra galaxia, la Vía Láctea,gracias a las medidas de variabilidad deflujo de rayos X. Se estima que dichosagujeros, que pueden sumar un total de20.000, emigraron desde regiones másexternas —junto con un buen número de estrellas de neutrones— a lo largo demiles de millones de años. Durante el“rastreo”, los investigadores seleccionaron las fuentes con mayoremisión en rayos X, que corresponden asistemas binarios donde un agujero negroo una estrella de neutrones arrancamaterial a la estrella compañera.

l movimiento del gas dentro de las estrellas produce “terremotos”estelares, cuyo estudio aportainformación esencial para losastrónomos

En el siglo IV a.C., el filósofo griegoAristóteles elaboró una teoríacosmológica que, aunque errónea,dominó el pensamiento científicodurante casi dos milenios: la Tierra seencontraba en el centro del Universo ytodo giraba a su alrededor. Las estrellasse hallaban en una esfera, más allá de lalunar, donde permanecían fijas einalterables. Nadie advirtió la referenciade Plinio el Viejo a una estrella nueva,bautizada “nova”, que apareció el año134 a.C. Tampoco se conocía enOccidente la estrella nueva que aparecióel año 1054 y que fue descrita condetalle por los astrónomos chinos.

Sin embargo, la concepción de loscielos inmutables terminó, finalmente,por agrietarse: en 1572, el astrónomodanés Tycho Brahe describió laaparición de otra estrella “nova” y, en1596, David Fabricius dio la primeranoticia sobre las variaciones periódicasde brillo de la estrella Ceti, apodada“Mira” —o maravillosa— por salirsedel esquema aristotélico.

Primeras teorías

En 1786, el científico John Goodrickeatribuyó la variación de la luz de estasestrellas, cuya cifra iba en aumento, alos eclipses producidos por objetos quegiran a su alrededor. Esta explicación,que se aplicó a todas las estrellasvariables, perdió adeptos en el sigloXIX, cuando se comprobó que la

RAFAEL GARRIDO Y SILBIA LÓPEZ DE LACALLE

30. El latido de las estrellas

E

136

Figura 30.1. Modos de pulsación. Lasestrellas poseen infinitos modos deoscilación, como puede apreciarse en lasimágenes. Fuente: CNES.

137

“curva de luz” no era la misma paratodas las estrellas. La interpretación delas curvas de luz como consecuencia delos eclipses resultó imposible en el casode las llamadas variables Cefeidas, demodo que se revisó la teoría: en 1912,Henrietta Leavitt descubrió que larelación entre el periodo y laluminosidad en estas estrellas sólo seexplicaba si la estrella experimentabavariaciones de brillo intrínsecas, esdecir, originadas y mantenidas por lapropia estrella. Esta relación entreperiodo y luminosidad establecida porLeavitt dio lugar a importantes avances:el periodo de oscilación de una estrellanos puede revelar su densidad —amayor densidad, periodos más breves—y, conocida la densidad, los astrónomospueden calcular el brillo intrínseco de laestrella. Como el brillo aparentedisminuye con el cuadrado de la

distancia, podemos incluso calcular ladistancia a la que se encuentran lasestrellas. Cuando, en los años 20, semidieron los periodos de pulsación delas Cefeidas en las galaxias máspróximas, el concepto de Universo semodificó: se comprobó que la luz de lasCefeidas tardaba en llegar a la Tierramillones de años, lo que dilatabaenormemente las distancias y convertía las galaxias en verdaderosuniversos-islas.

La música de las estrellas

Hace unos treinta años se descubrióque, al igual que el movimiento de lasplacas tectónicas provoca terremotos enla Tierra, el movimiento del gas dentrodel Sol produce ondas sísmicas quealteran su superficie y producen

Figura 30.2. Comparación. Las curvas de luzde una estrella eclipsada y de una estrellavariable muestran los errores en la teoríade John Goodricke.

Figura 30.3. Telescopio espacial. Ilustración de COROT, la misión que mide la pulsación de las estrellas. Fuente: ESA.

oscilaciones (algunas zonas se elevanmientras otras se hunden). Las ondassísmicas no son sino ondas sonoras,pero con una frecuencia tan baja que eloído humano no puede detectarlas. Así,el movimiento del gas dentro de lasestrellas produce el mismo efecto quenuestros dedos al agitar las cuerdas deuna guitarra y, del mismo modo que elsonido que produce un instrumentomusical depende de su forma, tamaño y constitución, la frecuencia de lasoscilaciones de una estrella dependeráde su estructura.

Aunque el estudio de las oscilacionesen el Sol ya ha permitido realizar

sorprendentes avances, la búsqueda deesas pulsaciones en otras estrellas haresultado más compleja debido a ladistancia. No obstante, los astrónomoshan hallado una alternativa: se trata demedir las variaciones en luminosidadque se producen cuando la estrellapulsa, método que aplica COROT, laprimera misión espacial dedicada a laastrosismología en su programa central.

El seguimiento desde tierra de los“terremotos estelares” presentaba dosinconvenientes graves: las interferenciasprovocadas por la atmósfera, que hacenque las estrellas parpadeen, y laimposibilidad de realizar observaciones

138

Tiempo

Tiempoa Eclipse parcial

Periodo orbitalde una estrella binaria eclipsante

Luz

139

de muy larga duración debido a laslagunas que la salida del Sol —y la “puesta” de las estrellas— dejarían;la misión COROT, constituida por untelescopio pequeño dedicado a lafotometría con una precisión extremapara observaciones de larga duración,salva estos inconvenientes y puedemedir las oscilaciones en otras estrellascomo el Sol con una precisión extrema.

La misión, en la que la participaciónespañola está coordinada por el IAA,nos permitirá calcular la edad de lasestrellas más viejas de nuestra Galaxiacon precisiones de hasta el 1%, lo queimpondrá a su vez un límite para la edad de la Vía Láctea. De nuevo, la“música” estelar servirá paraprofundizar en el conocimiento delUniverso.

Investigación

La heliosismología

El Sol vibra con periodos de oscilación de unos cuantos minutos, pero conamplitudes tan pequeñas que no sedetectaron hasta los años 60. Su estudioconstituye una rama de la astrofísicadenominada heliosismología. Estadisciplina nos ha permitido “ver” dentrodel Sol y descubrir las grandes corrientesde plasma que fluyen del ecuador a lospolos, quizá una clave para comprenderlas variaciones seculares del brillo solar; a su vez, se cree que estas variacionespueden ser de gran importancia paraexplicar las sucesivas glaciacionesterrestres.

l medio interestelar constituye elhábitat de las estrellas, e influyetanto en su existencia como en la luz que recibimos de ellas

Existe una tendencia general a pensarque el espacio entre las estrellas estávacío, algo que, aunque no muy lejosde la realidad, trunca nuestroconocimiento del Universo. Siexhalamos aire una sola vez y dejamosque se expanda en un espacio cerrado y vacío de un kilómetro cúbico, ladensidad resultante superaría la de la mayor parte del medio interestelar.Aunque esto invita a pensar en unperfecto vacío, hemos de tener encuenta que hablamos de un vastísimoespacio y que, a pesar de su bajadensidad, sólo en la Vía Láctea seacumula una cantidad de materiainterestelar superior a cinco mil

millones de soles. Pero ¿qué interéspuede tener el estudio de lo que estáen medio de las grandes protagonistas,las estrellas? Dos pistas: el mediointerestelar no sólo afecta al modo enque recibimos su luz, sino queconstituye su hábitat: las estrellasnacen a partir del material interestelary, a lo largo de toda su vida, vandevolviéndole materia en forma deviento estelar hasta que, al morir,expulsan su masa y enriquecen elmedio, materia prima para una nuevageneración de estrellas.

Gas en diferentes formatos

El material interestelar de la Vía Lácteay, posiblemente, del resto de galaxias,abarca de un 10 a un 15% de la masatotal galáctica y se compone de gas


31. Entre las estrellas

E

140

141

Figura 31.1. Emisión. La nebulosa de laRoseta, una nube caliente de gas ionizadoen cuyo centro se distinguen las estrellasresponsables de la ionización.

y polvo distribuido en las siguientesproporciones: un 99% de gas, del que, aproximadamente, un 90% eshidrógeno y el resto elementos máspesados —principalmente helio—, y un 1% de polvo, compuesto porcarbono, hierro y silicatos.

El hidrógeno, elemento principal,forma distintos tipos de “nubes” segúnel estado en que se encuentre: bien enforma de átomos neutros, de átomosionizados —a los que les falta unelectrón— o bien en forma demoléculas.

El primero es el elementoconstituyente de las nubes frías y ocupa,aproximadamente, la mitad delvolumen del medio interestelar. Ensegundo lugar, y en general comoconsecuencia de la proximidad deestrellas muy masivas y energéticas,encontramos nubes calientes de gasionizado —regiones HII—, tambiénconocidas como nebulosas de emisión.Estos objetos constituyen una pistainequívoca de la existencia de estrellasjóvenes, y existen ejemplos ya famososcomo la nebulosa de Orión o la de laRoseta. Finalmente, encontramosgrandes concentraciones de moléculasde gas confinadas dentro de nubes degas y polvo muy densas y frías,conocidas como nebulosas oscuras o de absorción, donde la luz no puedepenetrar. Este bloqueo de la luzproduce imágenes curiosas, a modo de huecos en el espacio, como el Gran

Surco que divide la Vía Láctea en dos ola nebulosa llamada Bolsa de Carbón.

Polvo interestelar

Aunque el polvo constituye apenas un1% del material interestelar, sus efectosen las regiones más densas, como en lasnebulosas oscuras, pueden llegar a serdramáticos.

142

Figura 31.2. Nebulosa de la Cabeza deCaballo. El polvo interestelar, que bloqueael paso de la luz, ha dado lugar a estapeculiar forma. Fuente: Loke Kun Tan(StarryScapes).

Figura 31.3. Retorcidos. Esta imagen delTelescopio Espacial Hubble (HST) muestraun par de remolinos interestelares en elcorazón de la nebulosa Messier 8. Fuente: A. Caulet (ST-ECF, ESA) and NASA.

Las partículas de polvo afectan a la luz de las estrellas de dos formas,conocidas como extinción yenrojecimiento interestelar. Laprimera consiste en la atenuación dela luz en todas las longitudes de onda,un fenómeno similar a lo que nosocurre al conducir con niebla: lasgotitas de agua de que se compone laniebla bloquean la luz y hacen quetodo aparezca más tenue y, comotendemos a relacionar la falta denitidez con el distanciamiento,podemos creer que una luz tenue muypróxima se encuentra muy lejos. Delmismo modo, las estrellas parecenmenos luminosas a causa de la falta detransparencia absoluta del medio (porejemplo, en el rango visible, de cada100.000 millones de fotones emitidospor una estrella en el centro de la VíaLáctea, sólo uno consigue llegar hastanosotros), un efecto que los

astrónomos deben corregir para evitar errores a la hora de asignardistancias.

El segundo efecto del polvointerestelar, el enrojecimiento, provienede la relación entre la longitud de ondade la luz y el tamaño de las partículasde polvo y se manifiesta en una mayordispersión de los fotones azules, o demenor longitud de onda. Así, laradiación que emite un objeto lejano iráperdiendo por el camino una mayorproporción de fotones azules y, comoconsecuencia, parecerá más rojo de loque en realidad es. Se trata del mismoefecto que provoca los atardeceresrojizos: cuando el Sol se halla cerca delhorizonte, su luz ha de atravesar másaire (y por lo tanto, más polvo), demodo que se pierden muchos fotonesazules y el Sol enrojece.

Reciclaje

Mediante las reacciones nucleares quese producen en su interior, las estrellastrasmutan los elementos: una vez

transformado todo el hidrógeno enhelio, comienzan a fusionar el helio encarbono, después el carbono enoxígeno, y éste en magnesio, silicio ytoda una serie de elementos pesados.Cuando las estrellas mueren, expulsanal medio la mayor parte de su masa, de

modo que éste se va enriqueciendo y da origen a generaciones de estrellasque, al igual que el Sol, ya cuentandesde su nacimiento con elementos más pesados que el hidrógeno y el helioque componían las primerasgeneraciones.

143

Figura 31.4. Reciclaje. Este esquema muestra la compleja relación del medio interestelar

con las estrellas, con los sistemas planetarios e incluso con la vida.

Fuente: Peter Woitke.

estrellas dealta masa

estrellas debaja masa

Polvo Átomos

Moléculas

SUPERNOVAS

ENANAS BLANCAS ESTRELLAS DE NEUTRONES

AGUJEROS NEGROS

NEBULOSASPLANETARIAS

SISTEMASPLANETARIOS

VIDA

ESTRELLAS

GIGANTESROJAS

MATERIAL INTERESTELAR

formación de estrellasfo

rmac

ión d

e plan

etas

gas y polvo

gas

y p

olv

o

a muerte de estrellas decenas de vecesmayores que el Sol o la fusión de dosagujeros negros pueden dar lugar alos eventos astronómicos másviolentos conocidos

En 1967, la serie de satélites espíanorteamericanos Vela, diseñados paraverificar que la URSS cumplía lostratados de no proliferación de armasnucleares, registró una serie deexplosiones de rayos gamma —el tipo de radiación más energéticadel espectro— que procedían delespacio. Este casual descubrimientoabrió uno de los grandes enigmas de laastrofísica del siglo XX que, bajo elnombre de GRBs —del inglés GammaRay Burst, o explosiones de rayosgamma—, constituye uno de losfenómenos más energéticos delUniverso.

Fenómenos escurridizos

Los GRBs son intensos destellos derayos gamma cuya duración oscila entrela centésima de segundo y los ciensegundos. Su extrema brevedad es tansólo una de las dificultades para suestudio, ya que nuestra atmósferabloquea el paso de la radiación gammae impone la utilización de satélites parala detección de GRBs. Para mayorcomplicación, la localización queproporcionan los satélites no es lobastante precisa como para identificar elobjeto responsable de la radiación, demodo que se necesita también el apoyode telescopios en tierra que detecten suemisión en otras longitudes de onda,como la luz visible o el infrarrojo.Además, los GRBs se producenprácticamente en todas las regiones delcielo, sin ninguna orientación

JAVIER GOROSÁBEL Y SILBIA LÓPEZ DE LACALLE

32. Estadillos cósmicos de rayos gamma

L

144

Figura 32.1. Satélite. Concepción artística del satélite Swift (NASA), con unaexplosión de rayos gamma de fondo. Fuente: Spectrum Astro.

145

preferente y sin previo aviso, lo que loshace especialmente escurridizos: si biense estima que se producen unos tresGRBs al día, sólo tres mil han sidodetectados desde 1967 y, de ellos, tansólo cincuenta se han podido identificardesde la Tierra.

Con estos datos no resulta extrañoque el enigma de los GRBs se hayaextendido durante décadas y que, porejemplo, su origen fuera objeto de unintenso debate hasta la década de losnoventa: algunos científicos asegurabanque las explosiones de rayos gamma seproducían en el Universo lejano, entanto que otros apostaban por la VíaLáctea como origen de los mismos. Laprimera identificación en tierra de unGRB en 1997 cerró el debate paraasombro de muchos: las explosionesprocedían de galaxias muy lejanas, amiles de millones de años luz, lo queimplicaba que los GRBs eran losobjetos más violentos del Universo: dehecho, la energía liberada por un GRBequivale a la que emiten mil estrellascomo el Sol a lo largo de sus diez milmillones de años de vida.

Violentos progenitores

Pero ¿qué objeto es capaz de generaruna explosión semejante? La lista deposibles progenitores, al principio larga,se ha reducido a dos: estrellas muymasivas —de más de treinta masas

Figura 32.3. Post-luminiscencia. La explosión de GRB viene seguida de una especie deresplandor (o post-luminiscencia), cuyo brillodecrece rápidamente con el tiempo. La imagenmuestra el GRB030329, acaecido el 29 demarzo de 2003. Fuente: ESO.

Figura 32.4. Hipernova. Concepción artística del origen de un GRB a partir de la explosiónde una estrella muy masiva.

Figura 32.2. Modelo. Concepción artísticade la fusión de dos estrellas de neutrones,uno de los posibles progenitores de lasexplosiones de rayos gamma. Fuente: NASA E/PO, Sonoma StateUniversity, Aurore Simonnet.

solares— y sistemas binarioscompuestos por estrellas de neutrones o agujeros negros. Elprimer caso nos acerca a unfenómeno conocido, las supernovas,pero en una versión tan intensa quese ha denominado “hipernova”: elnúcleo de hierro de las estrellas tanmasivas se derrumba para dar lugar a un agujero negro, proceso en el quese libera gran cantidad de energía enforma de explosión de rayos gamma.Se piensa que los GRBs “largos” —de duración mayor a dossegundos— proceden de este tipo deeventos, mientras que la familia delos GRBs “cortos”, de apenas dossegundos, se atribuyen a sistemasbinarios. De los cincuenta GRBsidentificados, todos pertenecen a lafamilia larga, de modo que los cortosconstituyen un completo misterio.Sin embargo, los astrónomos handesarrollado un modelo, el de“coalescencia”, que explica elproceso: un sistema binario deestrellas masivas, tras miles demillones de años, se convertirá en unsistema de agujeros negros o deestrellas de neutrones. Con el tiempo,los dos objetos caerán, como si de undesagüe se tratara, hacia el centrocomún, donde se fusionarán yformarán un único agujero negro. De nuevo, la energía liberada toma laforma de una explosión de rayosgamma.

146

147

Investigación

Detección de GRBS en Granada

Recientemente, la NASA ha enviado alespacio la misión Swift, con la que seespera localizar e identificar más de cienGRBs al año. Esta misión necesita, sinembargo, el apoyo desde tierra deobservaciones complementarias, lo queconstituye uno de los objetivos deBOOTES-IR. Se trata de un telescopiorobótico, desarrollado por el Instituto deAstrofísica de Andalucía y situado en elObservatorio de Sierra Nevada, que viosu primera luz en febrero de 2005.BOOTES-IR es capaz de apuntar acualquier región de la esfera celeste enmenos de un minuto, de modo quecuando reciba —vía Internet o inclusomediante teléfono móvil— las alertas deSwift, girará rápidamente a la posiciónproporcionada y tomará imágenes delGRB antes de que su emisión en luzvisible se extinga.Dotado, de momento, de una cámaraóptica, BOOTES-IR se equipará con unacámara infrarroja que permitirá detectarlos GRBs más lejanos. Se estima que, en

un futuro próximo, los telescopios demayor tamaño —como el Gran TelescopioCanarias— utilizarán los datos sobre laposición de los GRBs obtenidos porBOOTES-IR para profundizar en el análisisde estos escurridizos eventos. La rapidez deapuntado de este pequeño telescopiopermitirá, quizá, detectar e identificar porprimera vez un GRB de corta duración.

Figura 32.5. El telescopio BOOTES-IR (IAA).

a atmósfera terrestre nos protege de ellos con la misma eficacia que un muro de hormigón de cuatro metros de ancho, pero los rayos cósmicos se lasarreglan para aterrizar

En el espacio ocurren cosasextrañísimas: pedazos minúsculos de materia que viajan casi a la velocidad de la luz chocan todos los días con la atmósfera terrestre, se descomponen en otraspartículas secundarias y éstas,literalmente, nos atraviesan. Aunque ni las vemos ni las sentimos: si alzamos la mano durante diezsegundos, unas doce partículas la traspasarán, y nosotros tan contentos.

Un descubrimiento azaroso

Para conocer un poco mejor a estosinofensivos atacantes, denominadosrayos cósmicos, tenemos queremontarnos a principios del siglopasado: el físico neozelandés ErnestRutherford se hallaba inmerso en susinvestigaciones sobre el fenómeno de laionización, o proceso por el que unátomo, al perder un electrón, adquierecarga positiva. Rutherford descubrióque, incluso dentro de una caja decinco toneladas de plomo, se producíanunos seis iones por segundo por cadacentímetro cúbico: algo tremendamentepenetrante tenía que llegar desde fueray arrancar los electrones de los átomos.

Al principio se pensó que esa“radiación ionizante” provenía delpropio planeta Tierra, hipótesis que secreyó cierta al tomar medidas desde


33. Llovizna cósmica

L

148

Figura 33.1. Esquema. Lluvia de partículassecundarias a partir de la colisión de unaúnica partícula de alta energía. Fuente: Sten Odenwald.

149

lugares muy altos, como la torre Eiffel,donde se comprobó que el número deiones disminuía. Sin embargo, el físicoVíctor Hess y sus experimentos desdeun globo aerostático desvelaron unarealidad más compleja: tras ladisminución inicial anteriormentemedida, se registraba un aumentoespectacular en el número de iones,hasta superar los ochenta porcentímetro cúbico. Se descartó el origenterrestre de estas partículas y, ya quevenían del cielo, comenzaron lasinvestigaciones para averiguar conexactitud de dónde. Esto provocó unanueva conmoción, ya que los rayoscósmicos no provenían de ningunadirección particular, sino que llegabande todas las partes del cielo. Si estabantan esparcidos, el origen debía hallarse a enormes distancias, mucho más alláde los confines del Sistema Solar —dehecho, se encuentran esparcidos portoda la Galaxia—.

Quedaba, sin embargo, una últimasorpresa, que incluso pondría enentredicho el bonito nombre asignado.Los rayos cósmicos no son, en realidad,un tipo de radiación (como los rayos X,la luz visible o el infrarrojo), sinopedacitos de materia ordinaria queexperimentan una aceleración tangrande que los convierte en laspartículas más veloces del Universo: setrata de núcleos de átomos, sobre todode hidrógeno, y algunos electrones que,al estar eléctricamente cargados, son

desviados por los diversos camposmagnéticos existentes en nuestraGalaxia. Imaginemos que los rayoscósmicos son virutas de metalpululando en un espacio salpicado deimanes: el recorrido de las virutasvariará tanto que resultará imposiblereconstruir su trayectoria. De ahí queparezca que provienen de todas partes y que su origen sea tan difícil dedeterminar.

Tipos de rayos y orígenes

Tras su descubrimiento, y ante lacarencia de aceleradores de partículaspotentes, los rayos cósmicos fueronestudiados como una fuente departículas. Gracias a ellos sedescubrieron partículas subatómicascomo los positrones o muones y,aunque estas aplicaciones continúan,hoy día la investigación se centra enaveriguar su origen, el motivo de suaceleración y sus efectos en la Galaxia.

Los rayos cósmicos más comunes sonlos procedentes del Sol, tambiénconocidos como viento solar, que seproducen durante los fenómenospropios de la actividad solar (erupcioneso eyecciones de masa coronal) y secaracterizan por su baja energía. Ensegundo lugar encontramos los rayoscósmicos de energía media, tambiénbastante comunes aunque con unorigen mucho más distante: este tipo de

partículas se asocia con las explosionesde supernova, en las que las estrellasexpulsan al medio gran parte de sumasa; así, los núcleos atómicos podríanser acelerados bien por la propiaexplosión o por las ondas de choquegeneradas por la misma.

La clasificación termina con los rayoscósmicos ultra energéticos, muyescasos (a una media de uno porkilómetro cuadrado por siglo) perocapaces de avergonzar a los mejoresaceleradores de partículas construidospor el hombre. La energía de losrayos cósmicos se mide enelectronvoltios y, si bien los de bajaenergía apenas llegan al millón y los

150

Figura 33.3. Microscópicas. Imagen tomada através de un microscopio donde se observa lacolisión de una partícula y la trayectoria de laspartículas secundarias. Fuente: NASA.

Figura 33.2. Obstáculos. Los rayos cósmicosensucian las imágenes astronómicas, comovemos en estas fotografías tomadas porDavid Floyd (la primera en bruto y lasegunda tras la corrección). Para eliminarlos rayos cósmicos es necesario compararvarias imágenes: como se trata de eventosmuy breves, sólo hay que eliminar lospuntos luminosos que no aparecen en lasdistintas tomas.

de media pueden alcanzar los milbillones —un uno seguido de quince ceros—, los ultraenergéticoshan llegado a precisar de 22 ceros.Los rayos cósmicos de esta magnitud, denominados primarios,chocan con las partículas de laatmósfera terrestre y producen variaspartículas secundarias, que a su vezgeneran una cascada de colisiones de partículas secundarias y lluvias demillones de fragmentos que puedenabarcar varios kilómetros cuadrados y penetrar hasta un kilómetro deprofundidad bajo la superficieterrestre.

La velocidad de los rayos cósmicos ultraenergéticos, que puedesuperar el 99% de la velocidad de laluz, resta efectividad a los camposmagnéticos y las trayectorias apenasexperimentan cambios. No obstante,llegan con tan poca frecuencia a laTierra que su origen aún levantacontroversia. Algunas teorías losrelacionan con cuásares difuntos —agujeros negros supermasivos comonúcleos de galaxias que, a pesar de su

Figura 33.4. Expedición. El físico Víctor Heiss,autor de diversas medidas desde globosaerostáticos.

Figura 33.5. Choque. La imagen “a” muestra elchoque de una partícula cósmica contra una dela atmósfera, lo que provoca una cascada departículas secundarias —“b”— que, a su vez,producen una lluvia de millones de partículas—“c”—. Fuente: Universidad de Utah.

151

“certificado de defunción”, aúnconservan algo de actividad—, yotras especulan con “defectos” en el espacio-tiempo o con dimensiones

desconocidas, aunque, a la espera demejores datos, estos rayos cósmicosconservan su halo de misterio y siguensiendo un desafío científico.

as galaxias son conjuntos de estrellas,gas y polvo que se mantienen unidospor efecto de la gravedad. Todas ellasexistían antes de que naciera la Tierra

Vivimos en una galaxia espiral, la VíaLáctea, que contiene alrededor dedoscientos mil millones de estrellas.Nuestro vecindario más cercanocomprende, entre otras, las Nubes deMagallanes —un par de pequeñasgalaxias satélite que se encuentran a100.000 años luz— y la galaxia deAndrómeda, otra espiral situada a unosdos o tres millones de años luz. Todoesto constituye, no obstante, unadiminuta entidad dentro del Universo,formado por miles de millones degalaxias que se agrupan, debido a sufuerza de gravedad, en pares de galaxias,grupos de decenas de ellas, cúmulos decientos y supercúmulos.

Aunque las galaxias presentandiferentes colores, formas, tamaños yedades, a principios del siglo XX losastrónomos Hubble y Lundmark lasclasificaron, por su forma, en tres tiposfundamentales (elípticas, espirales eirregulares), lo que resultó en elesquema básico que aún se utiliza.

Galaxias espirales

Las galaxias espirales, como la VíaLáctea, presentan tres componentesbásicos: una zona esférica central, obulbo, que envuelve el núcleo y secompone de estrellas viejas; a sualrededor hallamos una estructura casiplana, el disco, compuesto por estrellas,gas y polvo, en el que destaca unaestructura en forma de espiral donde seconcentra la actividad de formación

ISABEL MÁRQUEZ Y SILBIA LÓPEZ DE LACALLE

34. El zoo de las galaxias

L

152

Figura 34.1. Lenticular. Existe un tipo degalaxias que parece un estado detransición entre las elípticas y las espirales;se trata de las galaxias lenticulares que,como NGC 2787, poseen una suaveextensión similar a un disco que emergedel bulbo pero que carece de estructuraespiral. Fuente: HST.

Figura 34.2. Barrada. La galaxia espiralNGC 5850 muestra claramente una barra.Fuente: HST.

153

estelar. Y ciñendo la galaxiaencontramos el halo, una amplia esferaformada por algunos cúmulosglobulares y estrellas viejas dispersas. Sepiensa que, a distancias muchísimomayores, se extiende un halo de materiano visible, o materia oscura.

Las espirales son el tipo de galaxiasmás abundante en nuestra vecindad y muestran diversas variedades,dependiendo del grosor de su bulbo ola definición de los brazos. La presenciade “barras” —estructuras que seextienden a ambos lados del núcleo—constituye otra característicafundamental de estas galaxias (dehecho, dos tercios de las espirales,incluida la Vía Láctea, son barradas).Las simulaciones numéricas, que hanreconstruido la evolución de una barracomprimiendo miles de millones deaños en unos pocos segundos, muestranque la aparición y evolución de la barraproduce efectos fundamentales en lavida de una galaxia espiral, ya que actúacomo un transportador de materialdesde las partes exteriores del discohacia el centro y engorda el bulbo.Curiosamente, esto puede llevar a laautodestrucción de la barra y a uncambio en la clasificación morfológicade la galaxia. Se cree que las barraspodrían, además, producir la formaciónde estrellas de manera violenta en laspartes próximas al núcleo galáctico, asícomo proporcionar el materialnecesario para alimentar el agujero

negro central. Esto da lugar, a su vez, a la llamada actividad nuclear, queproduce una cantidad de energíamucho mayor de la que se podríaatribuir a los procesos normales de lasestrellas o del material interestelar en elnúcleo de esas galaxias.

Elípticas e irregulares

Las galaxias elípticas son sistemassemejantes, grosso modo, a un balón derugby. Se componen de estrellas viejas y polvo (apenas tienen gas) y nopresentan detalles estructuralesimportantes, aparte de un núcleoconcentrado alrededor del que seobserva una nebulosidad cuyo brillodecrece suavemente hacia el exterior.Estas galaxias constituyen la poblacióndominante de las partes centrales de loscúmulos de galaxias.

154

Figura 34.3. Diversas formas. Este esquemamuestra la clasificación morfológicapropuesta por Hubble.

Figura 34.4. Irregular. La gran Nube de Magallanes, una galaxia satélite de la Vía Láctea. Fuente: NASA.

Figura 34.5. Vecindario galáctico. La VíaLáctea, rodeada de un séquito de galaxiasenanas. Más allá se encuentra Andrómeda,otra galaxia espiral. Fuente: Mark A.Garlick.

disparar el proceso de formaciónestelar.

Las excepciones

Existen, finalmente, galaxias que no seajustan al esquema de Hubble, comolas galaxias perturbadas por lainteracción con otras. Pero también

155

Por su parte, las galaxias irregularesmuestran un aspecto muy variado,aunque en general bastante amorfo.Contienen gran cantidad de gas y sonricas en estrellas jóvenes. Aún seignora la razón de su forma irregular,aunque en muchos casos se atribuye a la interacción o a la colisión conotras galaxias cercanas que, además deromper las formas originales, puede

quedan fuera de la clasificación aquellascuya apariencia no está conectada con lainteracción de forma evidente, como lasconocidas como galaxias enanas por sutamaño físico —menos de la mitad deuna galaxia normal—, junto con otrasque, con tamaños similares a los degalaxias espirales, muestran luminosidadesmuy inferiores —conocidas por ellocomo galaxias de bajo brillo superficial—.

InvestigaciónEvolución galáctica

Hubble diseñó un esquema evolutivo donde las galaxias elípticasconstituían las galaxias tempranas que se convertirían en galaxiastardías, o espirales. Ahora sabemos que esto es incorrecto: lasgalaxias espirales muestran un alto grado de rotación y laselípticas no. Como éstas no pueden empezar a rotar de formaespontánea, resulta poco probable que se conviertan enespirales. En sentido inverso, la evolución sí puede tener lugar yaque todo apunta a que algunas galaxias elípticas se han formadotras la colisión y fusión de dos o más galaxias espirales.

En la actualidad, los astrónomos no consideran las galaxias como sistemas inmutables en el tiempo, sino en permanentecambio; en consecuencia, su lugar en la secuencia de Hubblecambiará a lo largo de sus vidas.

Quedan, todavía, muchas preguntas abiertas: ¿Qué provoca que una galaxia sea de un tipo morfológico u otro? ¿Mantiene la misma forma durante toda su vida? ¿Existe una relación entre ésta y el momento en la vida del Universo en el que seformó?

a humanidad lleva siglos intentando responder a dospreguntas básicas: ¿Qué es la Vía Láctea? Y ¿cómo se formó?

La historia de la Astronomía nos ha puesto en contacto con diversosentes que podrían considerarsetrazadores de la evolución delpensamiento humano. Uno de estosobjetos, quizás uno de los máshermosos, es la Vía Láctea. La Galaxia ha conformado mitos, ha generado historias, paradojas y poesías y es sujeto del arte y de la ciencia. Hoy en día, aparte de dar nombre a numerosos productos comerciales, constituye un laboratorio cosmológico singular.

El conocimiento de la Galaxia

El primer trabajo científico acerca de lanaturaleza de la Vía Láctea data delsiglo XVI. En 1609, Galileo apunta surudimentario telescopio a la Vía Lácteay escribe: “… lo que hemos observadoen tercer lugar es la naturaleza omateria de la Vía Láctea […] La galaxia no es, en efecto, más que un amasijo de innumerablesestrellas diseminadas por grupos”. Por primera vez conocemos de formacientífica de qué está hecha la Galaxia,lo que, entre otras cosas, potencia elespíritu crítico: el conocimiento griegono es inmutable, Aristóteles se equivocacomo cualquier hijo de vecino y, por lo tanto, debemos revisar el cuerpode doctrina a la luz de la nueva filosofía.

EMILIO J. ALFARO

35. La historia de nuestraGalaxia

L

156

Figura 35.1. Pionero. Galileo publicó en suobra Sidereus nuncius sus descubrimientossobre la Galaxia.

157

A finales del XVIII, WilliamHerschel determina la forma y lasdimensiones de la Galaxia. Sus hipótesisde partida eran demasiado simples y suresultado erróneo, pero la metodologíapropuesta sigue siendo utilizada en laactualidad: contando estrellas se puedeconocer mucho acerca de las galaxias.

A finales del XIX y comienzos delXX, la cámara fotográfica, elespectrógrafo, los grandes telescopios y el desarrollo de teorías físicas sobre lainteracción entre la materia y la luzpropiciaron el nacimiento de la NuevaAstronomía, la Astrofísica. Uno de losmayores éxitos de esta nueva cienciavino de la mano de Edwin Hubble, queamplió la taxonomía del mundo naturalcon la inclusión del reino de lasgalaxias. La Vía Láctea no era elUniverso, sino uno más de losUniversos Islas propuestos por Kant. Laescala de distancia se multiplicó y eltérmino de distancia astronómicaempezó a cobrar el sentido deinmensidad que tiene hoy en día. Lasgalaxias eran enormes, pero la distanciaque separa unas de otras sobrepasabacualquier presupuesto de nuestraimaginación.

La primera mitad del siglo XX fueuna época dorada en el desarrollo delconocimiento astronómico que llevó,entre otras cosas, al primer esquemarealista de la Vía Láctea. La Galaxiaparece estar formada por dos grandessubsistemas, el disco y el halo: el disco,

con sus brazos espirales, contiene lamayor parte del gas, es nuestro criaderode estrellas y el lugar donde el ciclo dela vida estelar se desarrolla en su formaextrema. Por el contrario, el halomuestra una forma casi esférica, nocontiene gas y envuelve el activo disco:es el cementerio de las primitivasestrellas, el lugar donde ir a buscarfósiles.

Origen incierto

A finales de los 50 ya se sabía cómoeran las galaxias espirales, pero ¿cómo seformaron? En 1962, los astrónomosEggen, Lynden-Bell y Sandageaplicaron el modelo de la formación deplanetas a una escala galáctica ypropusieron que la Vía Láctea se formópor el hundimiento gravitatorio de unagran nube de gas primigenio. Estapropuesta parecía explicar algunaspropiedades de los fósiles galácticos, los

Figura 35.2. Similar. Esta imagen, de lagalaxia espiral M51, podría ser muysemejante a la de la Vía Láctea tomadadesde otra galaxia. Fuente: HST.

cúmulos globulares, y conectaba laquímica de las estrellas con sucinemática. El modelo de Eggen,Lynden-Bell y Sandage (ELS) prontose convirtió en el paradigma de laformación de la Vía Láctea.

¿Habíamos llegado a la edad de oro? Eso parecía. Había cabossueltos, pero los astrónomosconsideraban que era cuestión detiempo rellenar estos huecos y, sobretodo, que no habría que tocar loscimientos de la teoría.

Sin embargo, a finales de los 70 empezaron a oírse las primeras voces disonantes: las observacionesparecían indicar que las partes másexternas de la Galaxia habían sidoañadidas después del hundimiento,como si estos fósiles se hubieranformado en otro ambiente ydepositado después en las playasgalácticas. Se rompió la idea de unproceso monolítico. Quizá no sólohabía habido una nube, sino uncúmulo de nubes danzando alrededorde su centro de masas. Algunosfragmentos podrían habersobrevivido, formado sus propiasestrellas y orbitado alrededor deltrozo más masivo, hasta fundirseposteriormente en un único sistema.No obstante, Allan Sandage escribióun apasionado alegato intentandosalvar el modelo ELS. Ciencia,literatura y genio se fundieron enuno de los más bellos artículos

158

Figura 35.4. Enana. La galaxia enana de Sagitario (en rojo) en interacción con el centro de la Vía Láctea.

Figura 35.3. Aproximación. Ilustración de la VíaLáctea realizada por William Herschel a finales

del siglo XVIII.

159

científicos que he tenido laoportunidad de leer, pero todo fueinútil.

La tecnología espacial, la fortuna y una suerte de Génesis denominado“Modelo Estándar Inflacionario” seconfabularon para mostrarnos unescenario alternativo donde las piezasiniciales eran más pequeñas ynumerosas que las singulares nubespropuestas en los 50, y su mecanismode ensamblaje mucho más violento e impredecible que el tranquilomadurar del modelo ELS. ¿Suponeun cambio tan drástico pasar de unanube a una nube de nubes? Aparte dedar satisfacción a nuestra curiosidadcientífica, es también una de laspocas observaciones que nos permitefijar las condiciones iniciales delInicio, un anclaje ancestral. Y en ésasandamos.

a imagen de un Universo estáticodista mucho de la realidad: lasinteracciones que sufren las galaxiasprovocan en ellas transformacionesespectaculares

Podríamos pensar que las galaxias nocambian, debido principalmente a dosrazones: los procesos que sufren tienenlugar a enormes distancias —la galaxiasimilar a la nuestra más cercana,apenas visible como un borrón asimple vista, se encuentra a dosmillones de años luz— y, además,trascurren muy lentamente: entre dosfotogramas de la película de lasgalaxias pueden transcurrir variosmillones de años.

Gracias a que disponemos cada vez de mejores telescopios, hemosdescubierto que unas dos terceras partesde las galaxias viven junto a otras

formando pares, grupos y cúmulos, y que la cercanía entre ellas es tal que sufren colisiones queafectan profundamente a su estructura y a su composición. Esta idea cobróimportancia en los años 70 y hoy día es uno de los fenómenos másestudiados en la investigaciónextragaláctica.

Consecuencias de las interacciones

La interacción de una galaxia con susvecinas afecta en gran manera a suevolución, al producir unaredistribución de la materia bien dentrode la misma galaxia o expulsándolahacia el exterior. Se pueden originar,por ejemplo, acumulaciones de gasmolecular en las regiones centrales de

LOURDES VERDES-MONTENEGRO Y SILBIA LÓPEZ DE LACALLE

36. Galaxias en colisión

L

160

Figura 36.1. Grupo en interacción. Hickson 16 es un grupo compacto formadopor seis galaxias. Vemos en azul claro elgas atómico, el elemento más frágil en lascolisiones, que forma colas y puentes demarea, indicios de la colisión. Fuente: Lourdes Verdes-Montenegro ycolaboradores (IAA).

161

las galaxias, lo que a su vez puededisparar violentos brotes de formaciónestelar.

Pero las fuerzas de marea, debidas a la interacción gravitatoria entre lasgalaxias y similares a las que la Lunaejerce sobre los océanos terrestres, nosólo afectan a la distribución demateria, sino también a sus velocidades.

Cuando una galaxia sufre unaperturbación, sus ejes pueden perder la perpendicularidad o, en general, lasimetría. En muchos casos, laperturbación consiste en una rotacióninversa —o contrarrotación— en las partes centrales de la galaxia,cuyo origen se atribuye a una fusión entre dos galaxias o a laincorporación de una pequeña en otra mayor.

Cuando un choque entre dos galaxias tiene como consecuencia laexpulsión de materia hacia el exterior,aparecen estructuras alargadas queparecen largas colas y que constituyenun puente de materia entre las galaxias. El material eyectado puedevolver a las galaxias, dispersarse en elmedio intergaláctico o desplomarse para formar enanas de marea, pequeñas galaxias que pueden contener tanto estrellas procedentes de las galaxias que han colisionadocomo nuevas estrellas nacidas por la contracción del gas acumulado.

Distintas interacciones

Aunque existe todo un rangointermedio, las interacciones se puedenencuadrar en dos tipos básicos: menoresy mayores. En las primeras, ladiferencia de masa entre las dos galaxiasen colisión es muy grande, ya que setrata de una galaxia y su satélite. Unresultado espectacular de este tipo decolisiones es la formación de un anillopolar, constituido por los restos de la galaxia satélite que giran en torno a la galaxia dominante en una órbita

Figura 36.2. Anillo polar. La galaxia NGC 4650asufrió una colisión con una galaxia satélite,cuyos restos forman un anillo similar a la órbitaque antes trazaba dicha galaxia. Fuente: HST.

Figura 36.3. Rueda de carreta. La peculiarmorfología de esta galaxia-anillo se atribuye alpaso por su centro de una galaxia satélite.Fuente: HST.

162

al alejarse se produce un rebote haciafuera.

A diferencia del primer tipo, en lasinteracciones mayores las galaxias quechocan tienen masas similares, y losefectos de la colisión dependerán delnúmero de galaxias involucradas —desde pares hasta cúmulos decientos y miles de galaxias—. Cuandodos galaxias se cruzan, puede tenerlugar un solo encuentro o formarse unsistema ligado, lo que llamamos unpar de galaxias. Dicho proceso puedeterminar en fusión, provocando quedos galaxias espirales creen una galaxiaelíptica.

Si atendemos a las colisiones queimplican un mayor número de galaxias,encontramos un ejemplo en el GrupoLocal, un conjunto de unas treintagalaxias al que pertenece nuestraGalaxia: de hecho, la misma Vía Lácteapodría estar experimentando unainteracción con las nubes deMagallanes, un par de pequeñasgalaxias satélite.

Finalmente, encontramos colisionesde galaxias en los cúmulos

polar. En otros casos, la galaxia satélite no queda en órbita, sino que es absorbida hasta el propio centrode la galaxia mayor y da lugar a undoble núcleo. La galaxia pequeñapuede, incluso, provocar en la galaxiadominante importantes efectos: vemosun ejemplo en la galaxia-anillo de laRueda de Carreta, que presenta unnúcleo central conectado con un anillo externo por una serie de radios.Su formación se atribuye al paso de una galaxia satélite a través delcentro de la galaxia dominante, con un efecto similar a la ondaexpansiva generada al lanzar una piedra a un estanque: cuando lacompañera se acerca, la masa de ambasgalaxias se suma y las estrellas sonarrastradas hacia el centro, mientras que

163

Figuras 36.4. La galaxia de Andrómeda (M31) ,cuyo doble núcleo podría deberse a la ingestade una galaxia de su entorno.

—los mayores objetos del Universounidos por la fuerza de la gravedad—,donde las interacciones resultandiferentes debido a la granvelocidad, de miles de kilómetros por segundo, que pueden alcanzar las galaxias dentro del cúmulo. Ahora bien, una mayor velocidad

no conlleva mayores estragos en lascolisiones, sino todo lo contrario. Loschoques a alta velocidad, a excepción delos frontales, hacen que las galaxiaspasen muy escaso tiempo a cortadistancia y que se reduzcan susposibilidades de quedar ligadasgravitatoriamente.

164

Canibalismo galáctico

Las más hambrientas

El canibalismo es un fenómeno frecuente en los cúmulos de galaxias, donde una galaxia gigante se alimenta de “pequeñas” galaxias que se aproximan a ella. Es el caso de Abell 3827, que aparece en esta imagen de falso color rodeada de más de una decena de galaxias cuyo tamaño es similar al de nuestra Vía Láctea. Es, por tanto, el tamaño monstruoso de la galaxia caníbal lo que hace que parezcan enanas. En el interior de ella se pueden apreciar algunas recientemente devoradas.

Fuente: M. J. West y ESO.

as galaxias activas presentancondiciones extremas e incluyenalgunos de los objetos másenergéticos del Universo

En el Universo existen galaxias quepresentan características diferentes a las del resto, tales como unaluminosidad muy elevada —enalgunas o todas las longitudes deonda—, la expulsión de enormeschorros de materia desde su centro o la presencia de una fuente deenergía muy compacta y variable en sunúcleo. Estamos hablando de lasgalaxias activas, también denominadasAGNs —del acrónimo en inglés de“núcleos de galaxias activas”— porquesu energía, muy superior a la quepueden producir las estrellas queforman la galaxia, se halla concentradaen la región central, o núcleo.

Seyferts y radiogalaxias

En 1943, el astrónomo Karl Seyfertexaminó una serie de galaxias espiralesque mostraban un núcleo deapariencia estelar y un espectro querevelaba temperaturas muy elevadas y la existencia de gas moviéndose agrandes velocidades. Para que el gas semoviera tan rápidamente sindispersarse por el espacio debía estarsujeto a una fuerza gravitatoria muyintensa, lo que implicaba la presenciade un objeto muy masivo que, paramostrar la mencionada aparienciaestelar, debía además estar muyconcentrado. Éste fue el primerintento para definir estos objetos,denominados galaxias Seyfert enhonor a su descubridor, queinauguraron la clasificación de lasgalaxias activas.


37. La intensa actividadgaláctica

L

165

Figura 37.1. Chorro. La radiogalaxia M87muestra un chorro de materia que partedel núcleo y que se extiende a lo largo demiles de años luz de distancia. Fuente: HST.

Figura 37.2. Activa. NGC 7742 se agrupadentro de las galaxias Seyfert, un tipo degalaxias espirales que presentan un núcleomuy brillante y cuya emisión varía entresus valores máximos y mínimos en cuestiónde minutos. Fuente: HST.

de miles de años luz, mientras queCentaurus A parecía una galaxia elíptica normal pero “cortada” en dos por un sendero irregular de gas y polvo.

Con la mejora de las técnicas en radioastronomía, el número deradiogalaxias descubiertas crecióconsiderablemente y su estructura fue cartografiada en gran detalle, como podemos ver en las imágenes.

Los más lejanos

En 1960, un grupo de astrónomos se topó con algo desconcertante. Alan Sandage, uno de losinvestigadores, relata: “El objeto —3C48— se veía como una débilestrellita azul; le tomé un espectro esa noche y salió la cosa más rara quehabía visto jamás. Al examinar suscolores, resultaron diferentes a los decualquier objeto celeste que hubieseobservado antes ¡todo era sumamenteexótico!”.

Comparado con las cantidadesrelativas de luz roja, azul y violeta de las estrellas normales, 3C48mostraba un exceso de esta última, pero el análisis de su espectro resultóaún más desconcertante: el espectro de luz muestra una serie de líneascorrespondientes a los elementosquímicos que forman el objeto pero,

166

Mientras, el desarrollo de la radioastronomía permitió realizardetecciones precisas de radiofuentes enel espacio y, a partir de los años 50, los astrónomos intentaron buscar laimagen correspondiente en el rangoóptico de los objetos que emitían ondasde radio. Así, los científicosdescubrieron galaxias con una fuerteemisión en radio muy localizada aambos lados del núcleo galáctico. Sedenominaron radiogalaxias y, si bien enel óptico parecían galaxias elípticasnormales, mostraban algunapeculiaridad: M87, por ejemplo,presentaba un chorro de materia quepartía del núcleo y se extendía a lo largo

a 3.000 millones de años luz dedistancia. Si se trata de objetos tan lejanos y compactos, el hecho de que podamos observarlos desde la Tierra implica que liberan másenergía que cualquier galaxia con susbillones de estrellas, lo que los sitúa

Figura 37.3. Diferente. La radiogalaxiaCentaurus A observada en el óptico (imagen defondo) y, superpuesta, su imagen tomada porradiotelescopios. Se aprecian lóbulos demateria expulsados desde el centro de la galaxia.

167

en el caso de 3C48, los científicos nopudieron identificar de formainmediata ni una sola línea. ¿Se tratabade elementos desconocidos hasta lafecha?

En 1963, Maarten Schmidtdescubrió, en otro objeto similar, que las líneas espectrales observadascorrespondían al hidrógeno, aunquecorridas hacia el rojo. El corrimientoal rojo viene provocado por laexpansión del Universo y eldistanciamiento progresivo de lasgalaxias, aunque se trata de un efectode las ondas electromagnéticas quetambién observamos en la Tierra:igual que una sirena de policía nosllega con un tono más agudo alacercarse y más grave al alejarse, la luz tiende al rojo del espectro encaso de distanciamiento y al azul si elemisor y el receptor se acercan. El descubrimiento de Schmidtsuponía que 3C48 se alejaba denosotros a una velocidad de 47.000 kilómetros por segundo —más de un décimo de la velocidadde la luz— y se encontraba

Figura 37.4. Lejano. El cuásar PG 0052+251,a 1400 millones de años luz, en el centrode una galaxia espiral. Fuente: HST.

Figura 37.5. Brillante. El Telescopio Espacial Hubble logró, bloqueando la luz del cuásar 3C273(izquierda), desvelar algunos de los rasgos de la galaxia que lo alberga, que se mostró máscompleja de lo que se pensaba (derecha). Fuente: NASA, ESA.

muy arriba en el rankingde los energéticos, sólo superados por las explosiones de rayos gamma.

Los cuásares son, al igual que las Seyfert y las radiogalaxias, un tipode galaxia activa, pero mucho másbrillante y lejana que las demás. Y es que, aunque los distintos tipos de galaxias activas presentan diferencias en uno u otro aspecto(distancia, emisión en radio,luminosidad variable...), la visión actualargumenta que todas ellas responden aun mismo fenómeno y que la presenciade actividad no es sino un episodio másen la vida de cualquier galaxia, aunquemás común en etapas pasadas delUniverso. Lo veremos en el capítulosiguiente.

Objetos BL Lacertae

A finales de los años 70, los astrónomosdescubrieron que algunos de los objetosincluidos en los catálogos de estrellasvariables correspondían, en realidad, anúcleos de galaxias. Denominados a partirdel primer hallazgo, los BL Lacertae —o BLLac— resultaron frustrantes a través de lostelescopios ópticos porque su luminosidadborraba la de las galaxias circundantespero no ofrecía ninguna pista paradeterminar su distancia o suscaracterísticas. No obstante, se ha halladouna posible respuesta a su notablevariabilidad: podría tratarse del núcleo de una galaxia elíptica visto de frente, demodo que uno de sus corros apuntadirectamente hacia nosotros. Suorientación constituiría, por tanto, elmotivo de su alta luminosidad en radio.Estos objetos son mucho menosabundantes que, por ejemplo, las galaxiasSeyfert, de modo que la información quese tiene de ellos resulta aún escasa.

168

écadas de investigación handesvelado que la diversidad de lasgalaxias activas responde a un mismofenómeno, pero observado desdediferentes puntos de vista

“Une y vencerás” podría ser una buenamanera de comenzar a hablar sobre elmodelo unificado de las galaxias activas,aunque quizá sería más apropiado decir“clasifica, relaciona y entenderás”,máxima válida para cualquier parceladel conocimiento científico. Elfenómeno de la actividad nuclear engalaxias es tan apasionante como fuedesconcertante durante los años quesiguieron a su descubrimiento. Laenorme energía liberada, inimaginabledesde una perspectiva humana, haceque estos objetos sean observables adistancias no menos inimaginables,correspondientes a edades muy

tempranas del Universo. Desde queKarl Seyfert comenzó, en los años 40, elestudio de unas galaxias peculiares conun núcleo muy brillante, las galaxiasactivas han ocupado buena parte deltiempo de los astrofísicos y de lostelescopios empleados para el estudiodel Cosmos.

El modelo unificado

Ante la avalancha de datos obtenidos y la diversidad de galaxias con actividadnuclear intensa, se hacía necesaria unaclasificación como primer paso paraobtener una visión global sobre laactividad en galaxias. Paralelamente, se fueron elaborando modelos paraexplicar las causas de la actividad,trabajo que culmina con la elaboracióndel modelo “estándar”, estándar en el

LUCAS LARA Y SILBIA LÓPEZ DE LACALLE

38. La unificación de las galaxias

D

169

Figura 38.1. Por partes. Concepción artística del núcleo de una galaxia activa.

170

sentido de que es el admitido por la mayor parte de la comunidadastronómica. Según este modelo, la principal causa de la actividadproviene de la existencia de un campogravitatorio muy intenso en el núcleode la galaxia, probablementeproducido por un agujero negro conuna masa equivalente a la de variosmillones de soles. Es la materiaexistente en el entorno del agujeronegro la que, en su proceso de caída,libera grandes cantidades de energía.A distancias mayores, encontramosnubes de gas ionizado que giran agran velocidad alrededor del pozogravitatorio, y por último, rodeándolotodo, hallamos un toroide o “donut”de gas y polvo. En algunos casos, porcausas aún no del todo claras, seproduce una intensa emisión en ondasde radio, cuyo origen son unoschorros de partículas relativistas(partículas que viajan casi a lavelocidad de la luz) que emanan delnúcleo en dirección aproximadamenteperpendicular al plano definido por eltoroide.

Chorro

Disco de acrecimiento

Agujero negro

Toroide opacode gas y polvo

Figura 38.2. Puntos de vista. En el centro,una ilustración de un núcleo de galaxiaactiva. La columna de la derechacorresponde a un zoom hacia la regióncentral y la de la izquierda a las diferentesvistas que se obtienen dependiendo de laorientación de la galaxia con respecto anosotros: en la primera vemos los chorrosde frente, en la segunda los vemos concierta inclinación y en la tercera con unángulo de inclinación de 90 grados.Fuente: GLAST.

171

El origen de la diferencia

En este modelo se distinguen doselementos que pueden dar lugar adiferencias en el aspecto de las galaxiasactivas: el toroide y los chorros departículas relativistas. El primero, opacoa la radiación visible, mostrará o velarála parte central de la galaxia —donde seproduce la energía y se mueven lasnubes— dependiendo de su posición

con respecto al observador. Y el efectode las partículas relativistas dependerá,igualmente, de la orientación de loschorros: su emisión en radio seamplificará si apuntan hacia nosotros,dando lugar a los radio-cuásares y BL-Lacs, o se debilitará con el resto de lasorientaciones posibles, como ocurre conlas radiogalaxias.

Así pues, el modelo de unificaciónviene a decir que los núcleos de galaxias

activas responden a un mismofenómeno, pero que muestranpropiedades distintas según laorientación con respecto alobservador. Por supuesto, existenmuchas sutilezas en el modelo y esnecesario hacer salvedades yrefinamientos, pero en líneas generalesfunciona bastante bien. Los problemasabiertos y detalles que quedan poraclarar apuntan a que la naturaleza de

las galaxias activas es más compleja delo que podría deducirse de la sencillezde los modelos (algo, por otro lado,lógico y esperable). Otros factores, almargen de la orientación, como laevolución temporal de la galaxia, la masa del agujero negro central o laeficiencia del acrecimiento de materiahacia el agujero negro son claves paraentender la diversidad de galaxiasactivas.

172

Investigación

La confirmación del modelounificado

Quizá uno de los resultados másespectaculares que apoyan el modelounificado es el relacionado con laobservación de líneas anchas de emisión engalaxias activas, que había dado lugar a ladistinción entre galaxias de tipo Seyfert 1(con líneas anchas) y Seyfert 2 (sin estaslíneas). Según el modelo estándar, las líneasanchas de emisión proceden de las nubes de alta velocidad en la parte interior del

toroide: como ya vimos en el capítuloanterior, el efecto Doppler provoca que la luz tienda al rojo del espectro si el objeto emisor se aleja del observador y al azul si se acerca; comotenemos un enjambre de nubes girandoen torno al núcleo galáctico, en uninstante dado encontraremos tanto nubes alejándose como acercándose a nosotros.

Es decir, habrá luz de esas nubesdesplazándose al rojo y al azulsimultáneamente. El efecto neto es unensanchamiento de las líneas espectrales,que da idea de la velocidad a la que semueven las nubes.Si el modelo unificado es cierto, las nubesde alta velocidad deben existir tanto enlas galaxias de tipo Seyfert 1 como en lasde tipo Seyfert 2, pero las líneas anchas seobservarán dependiendo de laorientación del toroide con respecto alobservador. Si dispusiésemos de un espejoque nos permitiera ver la parte internadel toroide en una Seyfert 2, deberíamosobservar líneas anchas. Ese espejo existe:la luz procedente del interior del toroide,aunque no llega directamente alobservador, sí llega reflejada en nubesque se hallan más alejadas. La reflexiónprovoca la polarización de la luz, por loque observando galaxias Seyfert 2 en luzpolarizada se esperaría encontrar líneasanchas de emisión. Efectivamente es así,tal y como observaron Antonucci y Milleren 1985 en la galaxia NGC 1068.Vista general de NGC 1068 y un acercamiento a su núcleo. Fuente: HST.

as galaxias no viven aisladas en elespacio, sino que forman agrupacionesdiversas cuyo estudio ha desvelado laestructura a gran escala del Universo

La fuerza de la gravedad mantiene a raya el Universo: la existencia desistemas con planetas que giranalrededor de una estrella responde almismo fenómeno que agrupa a lasestrellas en cúmulos, y no haceexcepciones con las galaxias. Éstastambién forman agrupaciones diversas,desde pares de galaxias hastasupercúmulos de varios miles de ellas.

Cartografiado cósmico

Hasta 1989 se creía que lossupercúmulos de galaxias eran lasmayores estructuras del Universo y que

se distribuían de modo uniforme entodas las direcciones. Ese año, losastrónomos Margaret Geller y JohnHuchra realizaron una intensaexploración basada en el corrimiento alrojo de las galaxias, o desplazamiento delas líneas espectrales hacia el rojodebido a su distanciamiento progresivo.El mapa del Universo que obtuvieron,que abarcaba una franja de unos 6grados e incluía unas 1.100 galaxias,desveló lo que denominaron “La GranMuralla”, una película de galaxias demás de 500 millones de años luz delargo y 200 millones de ancho, perosólo de 15 millones de grosor —comocomparación, un año luz equivale a1.300 millones de murallas chinas—.

La existencia de esta estructuragigante había pasado inadvertida hastaentonces porque su detección exigía elconocimiento de la posición de las


39. Filamentos y vacíos

L

173

Figura 39.1. Retrato. Esta imagen, llamada“Campo Ultra Profundo del Hubble”,muestra una porción del cielo que contieneunas diez mil galaxias y que, desdetelescopios terrestres, aparece totalmentevacía. Constituye el retrato más profundodel Universo, y desvela las primerasgalaxias que emergieron tras el Big Bang.Fuente: NASA, ESA y S. Beckwith (STScI)y el grupo HUDF.

Figura 39.2. Filamentos y vacíos. Esta simulación reconstruye la estructura a gran escala delUniverso, dominada por regiones filamentosas —constituidas por la materia luminosa— alternadascon grandes vacíos. Fuente: Pichon y colaboradores (MNRAS).

galaxias en tres dimensiones, lo querequiere combinar la información de suposición en el cielo con sus distancias,calculadas mediante el corrimiento alrojo. El empleo de este métodopermitió, en octubre de 2003, elhallazgo de otra “muralla”, cuyotamaño supera en un 80% a supredecesora. El descubrimiento seencuadra en el proyecto Sloan DigitalSky Survey, que proporcionará el mapacósmico más completo obtenido hastael momento y que constituirá una

valiosa herramienta para comprender elorigen de la estructura a gran escala delUniverso, que no es, ni mucho menos,uniforme o aleatoria: la distribución delas galaxias en el espacio se muestracomo una colección de vacíos gigantescon forma de burbuja, separados porpelículas y filamentos de galaxias, conlos supercúmulos apareciendoocasionalmente como nodosrelativamente densos. Parece que las“murallas” son sólo la punta deliceberg.

174

Figura 39.3. El Gran Atractor. Estaanomalía gravitatoria, que atrae a millonesde galaxias en la dirección de laconstelación de Centauro, parece tener sucentro en el cúmulo de Norma, que vemosen la imagen. Fuente: ESO.

Figura 39.4. Grandes murallas. Estos“mapas galácticos” muestran la nuevamuralla, descubierta por el Sloan DigitalSky Survey (superior), y la hallada porGeller y Huchra en 1989 (inferior). Fuente: M. Juric y J. R. Gott y colaboradores.

175

Otros indicios

De hecho, existen otros indicios queconfirman esta imagen del Universo, encierto modo similar a una esponja. Elprimero de ellos, el Gran Atractor,parece casi de ciencia ficción: se trata deuna anomalía gravitatoria que atrae amillones de galaxias —entre ellas alGrupo Local, donde se encuentra la VíaLáctea— en la dirección de laconstelación de Centauro a unavelocidad de entre 600 y miles dekilómetros por segundo. El GranAtractor se encuentra a unos 250millones de años luz y, aunque se hacalculado que debe de tener una masaequivalente a decenas de miles degalaxias para ejercer tal poder deatracción, no fue identificado hastavarios años después de sudescubrimiento. Parece estarrelacionado con el Supercúmulo deNorma que, por hallarse en una regiónoscurecida por el polvo y las estrellas dela Vía Láctea, no ha podido serestudiado en toda su dimensión.

Otra prueba de la estructura a granescala es el Bosque de Lyman Alfa, quesugiere la existencia de finas “hojas” opelículas de hidrógeno intergaláctico.Para entenderlo, imaginemos elUniverso como un bosque, donde losárboles son nubes de hidrógeno queabsorben la luz de objetos distantes

como los cuásares. Esta absorción quedareflejada en el espectro del cuásar, quepresenta tantas líneas de absorcióncomo nubes haya entre el cuásar y nosotros.

El futuro

Los diferentes indicios de la existenciade la estructura de filamentos y vacíos,como las “murallas”, el Gran Atractor o el Bosque de Lyman Alfa, debencomplementarse con un cartografiadoque, gracias a los avances tecnológicos,cada vez resulta más eficaz. De hecho,se ha hablado del “fin de la grandeza”:si bien hasta ahora hemos podidoincluir los objetos celestes en sistemascada vez mayores (las estrellas encúmulos y éstos en galaxias, y éstas a suvez en cúmulos y supercúmulos), pareceser que ya no se encontrarán estructurasmayores y que la imagen del Universoserá uniforme aunque se consiganmapas con escalas mucho mayores.

Son muchas las preguntas que surgenal observar la estructura a gran escaladel Universo: ¿cómo se formaron losvacíos? ¿Qué tipo de materiacontienen?..., preguntas directamenterelacionadas con el nacimiento,formación y evolución del Universo, es decir, con la cosmología. Loabordaremos en el siguiente capítulo.

a humanidad ha desarrolladoinnumerables teorías para explicar el Universo, pero sólo una, el modeloestándar, goza hoy día de laaceptación de los científicos

“—¿Por qué estás deprimido, Alvy?—El universo se expande, y si se

expande ¡algún día se romperá y será elfin de todo!...

—¿Qué tiene que ver el Universo conesto? ¡Tú estás aquí en Brooklyn, yBrooklyn no se expande!”

De esta cómica manera, Woody Allenreflejaba en Annie Hall su preocupaciónpor el futuro del Universo. Y es queesta curiosidad por lo que nos rodeaforma parte de nuestra naturalezahumana. Preguntas como ¿es eluniverso infinito?, ¿tuvo un origen?,¿cuál es nuestra posición en él? y otras

muchas, han sido objeto de sistemas depensamiento que abarcan desde lamitología, la teología, la filosofía y la ciencia, sin que muchas vecesquede clara la frontera entre ellas.

Los antiguos

La cosmología más antigua de la quetenemos constancia escrita es laBabilónica, cuyo Enuma elish (“Cuandoen la parte superior”), escrito quincesiglos antes de Cristo, describe elnacimiento del mundo a partir de uncaos primordial. Al igual que en casitodas las primeras civilizaciones, sucosmología se basaba en creenciasmitológicas y divinas.

Los pensadores griegos fueron losprimeros en abordar las cuestionessobre el Universo de una manera más

EMILIO J. GARCÍA

40. Las leyes del Universo

L

176

Figura 40.1. Curiosidad. Este grabadomedieval anónimo refleja la curiosidad delser humano por el Cosmos.

177

racional, sin un dios detrás de cadaproceso natural: para Anaximandro(611-545 a.C.), la realidad se generó apartir de una sustancia primariallamada “apeiron” —indefinida einfinita—, de la que surgieron el restode elementos. Esta idea supuso ungran avance en la historia de lafilosofía, ya que se introducía unconcepto completamente abstracto yno observable para explicar larealidad. Además, el Universo deAnaximandro cumplía un continuociclo de nacimiento y destrucciónsucesiva, pero la Tierra siempreocupaba un lugar central. Lo mismole ocurrió a Aristóteles (384-322a.C.), que defendía la idea de unUniverso finito, precisamente porque“lo infinito no tiene centro”. Estacosmología geocéntrica se mantuvohasta el siglo XVII, y halló sumáximo exponente en las ideas dePtolomeo (90-168).

El modelo ptolomeico no era unsistema filosófico como los anteriores:se trataba de un sistema científico,basado en la observación, queexplicaba con relativa exactitud elmovimiento aparente de los planetasen el cielo. Para Ptolomeo, el centrodel Universo era la Tierra, y la Luna yel resto de los planetas orbitaban entorno a ella siguiendo los llamadosepiciclos: círculos girando sobrecírculos. El resto era un fondo finitode estrellas fijas.

Figura 40.2. Modelos. A la izquierda, el modelode Ptolomeo, con la Tierra en el centro delUniverso y, a la derecha, el modeloheliocéntrico de Copérnico.

Figura 40.3. Diosa-cielo. En el Antiguo Egipto, la bóveda celeste estaba representada por la diosaNut, que se arqueaba sobre la Tierra de modo que sólo sus manos y sus piernas tocaban el suelo.Ella era el cielo nocturno y todas las mañanas daba a luz al dios Ra, que representaba al Sol.Fuente: Universidad de Arizona.

178

Hacia la modernidad

En el año 1543, poco antes de sumuerte, el astrónomo polaco NicolásCopérnico (1473-1543) publicaba “Larevolución de las esferas celestes”,donde retomaba la vieja idea deAristarco de Samos (310-230 a.C.) desituar al Sol en el centro del Universo, y a la Tierra junto al resto de planetasgirando en torno a él. Había nacido elsistema heliocéntrico. En cualquiercaso, para Copérnico el Universo seguíasiendo una esfera finita de estrellas fijas.Más adelante, el filósofo y poetaGiordano Bruno (1548-1600) escribía:“... existe una cantidad innumerable desoles, y un número infinito de tierrasque giran alrededor de esos soles...”, loque le valió ser quemado en la hoguera.

En 1687, Isaac Newton publica suLey de la Gravitación Universal, dondedemuestra de que en el Universo existeuna fuerza, la gravedad, que afecta porigual a manzanas y a planetas. Porprimera vez el Universo no resulta algodiferente y separado de nuestro mundoterrestre. A pesar del avance que supuso

Figura 40.4. Serpientes y tortugas. Unconcepto de Universo de origen hindú. LaTierra se encuentra sobre una tortuga quedescansa sobre una gran serpiente, símbolode la eternidad.

179

esta idea, la teoría de Newtonpresentaba grandes problemas a nivelcosmológico. Bentley, Seeliger yNeumann demostraron que, bajo elprisma newtoniano, el Universo erainestable, tanto si era finito comoinfinito. La solución a este problemavino años después, en 1915, cuandootro genio, Albert Einstein, publicó suTeoría de la Relatividad General, queveremos en próximos artículos.

Pocos años después, Edwin Hubble(1889-1953) descubrió que el Universoestaba lleno de sistemas de estrellas comonuestra galaxia, la Vía Láctea, y que sehallaban a unas distancias inimaginables.Además, descubrió que las galaxias sealejan las unas de las otras en unacontinua expansión. El Universopequeño y estático que imaginóAristóteles finalmente se mostró inmensoy en continuo movimiento.

Con el descubrimiento de Hubblesurge la cosmología moderna y, conella, la teoría por ahora más aceptadasobre el Universo: el modelo estándar,más conocido como “Big Bang”.Según él, el Universo se formó haceunos 13.000 millones de años a partirde una singularidad —un lugar dondelas leyes de la física carecen devalidez—: toda la materia y la energíadel Universo se hallaban infinitamenteconcentradas, hasta que comenzó unaexpansión, primero de forma explosivay, progresivamente, con más y másmoderación. A lo largo de este proceso de expansión y enfriamientose originaron el tiempo, el espacio y las estructuras que vemos hoy en elcielo.

En cualquier caso, no debemosnunca olvidar que Brooklyn no seexpande.

n 1929, Edwin Hubble demostró quelas galaxias se alejan unas de otras, loque sólo se explica si el Universo seestá expandiendo en todasdirecciones

Los distintos modelos que, a lo largode la historia, se han construido paradescribir el Universo eran un reflejode las teorías físicas más avanzadas decada momento. Sin embargo, y adiferencia de otras disciplinascientíficas, la Cosmología cuenta conun único sujeto de estudio, elUniverso, de modo que algunasnociones científicas habituales comorepetibilidad o predictibilidad nopueden aplicarse con ingenuidad a suestudio. Por esta razón, en eldesarrollo histórico de esta disciplinase han reflejado de forma especial losprejuicios vigentes en cada periodo.

Los modelos teóricos

En este sentido, la idea de un Universoestático ha estado profundamenteenraizada en la comunidad científicadesde el comienzo de la física moderna.Así, Newton aplicaba su teoría de lagravitación a un modelo de Universoestático, a pesar de que él mismomostraba la extraordinaria inestabilidadde esta situación física. A pesar de talesintuiciones tempranas sobre el carácterdinámico del Universo, la idea de unUniverso estático sobrevivió a laaparición de una nueva y revolucionariateoría de la gravedad, la RelatividadGeneral. En el primer modelocosmológico relativista, y con laintención de preservar el carácterestático del Universo, Einstein (1917)introdujo una fuerza repulsiva medianteun término adicional en sus ecuaciones,

JOSÉ LUIS JARAMILLO

41. El Universo en expansión

E

180

Figura 41.1. Supernovas. Los estudios de lassupernovas indican que, tras una etapa deexpansión decelerada, comenzó un procesode aceleración que llega hasta el presente.Fuente: NASA.

181

conocido como constante cosmológica.Sin embargo, el trabajo de otroscientíficos exploró las posibilidades deun Universo dinámico, como el modelode De Sitter que, a través de lasinvestigaciones de Friedmann (1922) y de Lemaître (1927), dio lugar aescenarios donde el Universo seexpande o se contrae.

La expansión

Fueron, no obstante, los resultadosobservacionales de Hubble (1929) losque finalmente implantaron la idea deque el Universo se expande: laobservación del desplazamiento hacia elrojo de los espectros de galaxias, queindicaba su distanciamiento progresivo,y la medición de las distancias a lasmismas, permitieron a Hubble concluirque las galaxias se alejan a unavelocidad proporcional a la distanciaque las separa.

A partir de ese momento se consolidóel nuevo paradigma de Universo enexpansión. Si rebobinamos la “película”de dicha expansión, en la que lasgalaxias son puntos que se separan unosde otros, dichos puntos terminarán porconverger en un instante inicial, lo quepermite calcular la edad del Universo.Curiosamente, los primeros cálculosconducían a un Universo demasiadojoven (¡más joven que la edad medidade la Tierra!), lo que obligó a

reintroducir la escurridiza constantecosmológica, una fuerza repulsiva queacelera la expansión. De hecho, dichaconstante representa uno de losaspectos más intrigantes de laCosmología moderna, apareciendo ydesapareciendo repetidamente en lossucesivos modelos.

En los años cincuenta, lacombinación de estos modeloscosmológicos con la física de partículas se concreta en la Teoría del Big Bang (o Gran Explosión)introducida por Gamow (1948). Las progresivas mejoras al modelo de Big Bang configuran lo que hoy se conoce como modelo cosmológicoestándar.

Figura 41.2. Hubble. La observación de lasgalaxias permitió a Edwin Hubble (en laimagen en el Observatorio de Monte Palomar)confirmar la expansión del Universo.

Figura 41.3. Teóricos. Mientras que Einstein(izquierda) propuso un modelo de Universoestático, Lemaitre (derecha) exploró lasposibilidades de un Universo dinámico. Fuente: La Recherche.

182

proceso de expansión acelerada. Dichosestudios sugieren que cerca del 70% dela energía del Universo está asociada auna componente que ejerce una presiónnegativa (una especie de“antigravedad”). Nuevamente, laconstante cosmológica aparece comouna posible explicación, si bien sujustificación física, como energía delvacío, presenta profundos problemasconceptuales. Otras posiblesexplicaciones teóricas involucran unnuevo campo físico conocido comoquintaesencia.

Finalmente, conviene señalar que laidea de un Universo en expansión noobliga a admitir una creación inicial.Frente al modelo del Big Bang, loscientíficos Bondi, Gold y Hoyledesarrollaron la denominada teoría delestado estacionario, en la que elUniverso presenta siempre el mismoaspecto. La expansión es alimentada poruna creación continua de materia, sinuna creación del Universo como tal. Enla actualidad esta teoría ha sidoabandonada frente al éxito del modeloestándar, confirmando al Big Bang

El final

Respecto al destino último de laexpansión, el carácter atractivo de la gravedad actúa como un freno, de manera que la evolución final delUniverso depende de la cantidad demateria que contenga: en principio, sise supera un cierto límite, la gravedadacabará por detener completamente elproceso de expansión dando lugar a unafase de contracción y eventualderrumbamiento final, mientras que sila cantidad de materia es insuficiente laexpansión proseguirá indefinidamente.Sin embargo, los estudios de supernovasrealizados en 1998 permiten concluirque el Universo está, de hecho, en un

183

como paradigma dominante. Sinembargo, las posibles sorpresas que aúnnos reserva la Cosmologíaobservacional, junto con la reapariciónen la física de altas energías de algunade las objeciones conceptuales por las

que la teoría del estado estacionario fueabandonada, nos sugieren, comoindicábamos al comienzo, la necesidadde una actitud abierta y crítica respectoa nuestras ideas preconcebidas sobre elUniverso.

La singularidad

A pesar de la existencia de un instante inicial,conocido como “singularidad” —un lugardonde las leyes de la física carecen devalidez—, el Universo no se expande a partir de un punto dado. En una analogía ya clásica, las galaxias pueden verse como

puntos pintados sobre la superficie de unglobo. A medida que hinchamos el globo,la distancia entre los puntos aumenta, sibien ninguno de ellos representa el origen de la expansión. Pero, a diferenciadel globo, el Universo no se expande

en ningún espacio externo. Son las propias reglas de medición del espacio-tiempo las que evolucionan y en estos modelos no tiene sentidopreguntarse dónde se expande elUniverso.

l Universo se halla impregnado de una radiación fósil que haaportado información primordialsobre los primeros instantes delCosmos

La ciencia, en ocasiones un asunto de fe, nos exige de nuevo que creamos lo que no vemos. Una radiación, invisible para el ojohumano, impregna todo el espacio y nos revela los secretosmejor guardados del Universo: aquellos que se refieren a su origen, cuando sólo tenía 300.000 años. Si se tratara de la vida de una persona de ochenta, los datos hablarían sobre su primer día, apenasveintitrés horas después del

nacimiento.

Descubrimiento casual

En 1931, Karl Jansky, un ingeniero delos laboratorios Bell Telephone(EE.UU.) que estudiaba lasperturbaciones de las líneas telefónicas,descubrió “algo que procedía delespacio” y distorsionaba la señal, peroque no pudo concretar. En 1965, lamisma compañía asignó a Arno Penziasy Robert Wilson la tarea de eliminar elruido detectado en la antena de radiodedicada a las telecomunicaciones porsatélite. Una vez suprimidas todas lasposibles fuentes de ruido, descubrieroncon sorpresa una señal de microondasque no variaba con el día ni con laestación del año y que además eraisótropa: presentaba la mismaapariencia en todas las direcciones, demodo que no podía emanar de unaestrella o una galaxia. Por la misma


42. Los fósiles del Big Bang

E

184

Figura 42.1. Futuro. La misiónPlanck, de la Agencia EspacialEuropea, estudiará el fondocósmico de microondas y serácapaz de medir diferencias detemperatura de cincomillonésimas de grado.

Figura 42.2. Evolución. Este esquemamuestra, con breves pinceladas, laevolución del Universo. Fuente: NASA.

fecha, James E. Peebles sugería laexistencia de un fondo de radiaciónresidual del Universo primitivo, teoríaacorde con la uniformidad observada.Estudios posteriores reafirmaron estahipótesis y provocaron el abandonodefinitivo de las teorías del universoestacionario en favor de la del BigBang, que postula la creación delUniverso a partir de una granexplosión.

El sí definitivo al Big Bang

Penzias y Wilson obtuvieron el Premio Nobel de Física en 1978, ungalardón muy discutido por tratarsede un descubrimiento ya anticipadoen la teoría “alfa, beta, gamma” deGeorge Gamow y Ralph Alpher.Según esta teoría, en los instantesiniciales del Universo la temperaturaera tan elevada que toda la materiaestaba descompuesta en núcleosatómicos. No había galaxias niestrellas, tan sólo núcleos dehidrógeno, helio, electrones libres —todos ellos objetos eléctricamentecargados— y radiación, mucharadiación. El Universo se encontrabaen lo que se denomina “era de laradiación”, en la que la materia eraun débil y escaso componentesuspendido en un hábitat de luzdensa.

186

Principio del tiempo

Inflación

13.700 millones de años

300 años

Pequeña fracción de segundo

Figura 42.3. Evolución. Penzias y Wilson,descubridores de la radiación de fondo, lapercibieron como homogénea en 1965. Elsatélite COBE, en 1992, descubrió lasvariaciones de temperatura y WMAP afinóen gran medida los resultados de COBE.Fuente: NASA.

187

Aun así, la densidad de partículascargadas era tan alta que un fotón —la partícula elemental de laradiación— tenía muchasprobabilidades de interaccionarrápidamente con ellas o, lo que es lomismo, sólo podía recorrer un caminomuy corto hasta encontrarse con unelectrón o un núcleo de materia.

Pero, a medida que el Universo seexpandía y la temperatura ibadisminuyendo, llegó un momento enque los electrones comenzaron a ser“atrapados” por los núcleos, formandolos primeros átomos de hidrógeno yhelio, objetos neutros, sin carga. A suvez, los fotones dejaron de tenerobstáculos con los que interaccionar, demodo que comenzaron a viajar por sucuenta: la materia y la radiación sedesacoplaron. Esto ocurrió cuando elUniverso contaba con unos 300.000años.

Desde entonces, aquellos fotones hanproseguido su camino sin interrupcióne impregnan todo el Universo bajo laforma de una radiación fósiltremendamente uniforme, cuyatemperatura ha disminuido hasta los270º bajo cero y que se sitúa en la zonade microondas del espectroelectromagnético, es decir, imposible deobservar a simple vista.

Esta radiación primordial sedenominó radiación cósmica de fondo(o fondo cósmico de microondas, CMBde su nombre en inglés), y su

uniformidad constituye una de laspruebas de la teoría del Big Bang: sería, aunque se ha intentado, muydifícil imaginar una fuente de radiación local que presentara taluniformidad.

Nosotros podemos detectar estaradiación encendiendo el televisor sinsintonizar: aproximadamente un 1% dela multitud de puntos que brillandesordenados en la pantalla son elremanente de la gran explosión,emitidos directamente desde el BigBang a nuestro salón.

1965 Penzias and Wilson

COBE

WMAP

1992

2003

Figura 42.4. Detalle. Los resultados de lasonda WMAP, de la NASA, muestran endetalle las variaciones de temperatura, demillonésimas de grado, del fondo cósmicode microondas. Fuente: NASA.

No tan homogéneo

A pesar del espectaculardescubrimiento, los científicos setoparon con un importante problema:la homogeneidad de la radiación. Laexistencia de galaxias y su actualagrupación exigían que hubiera algunasirregularidades en el plasma primordial,que constituirían la semilla a partir dela que habrían de crecer las estructurasque hoy observamos. Por lo tanto, elcarácter isótropo del fondo cósmico demicroondas no debía serlo tanto. Loscientíficos encontraron la solución en

los instantes previos a la puesta enlibertad de los fotones de la sopacósmica: existían fluctuacionescuánticas, es decir, minúsculasirregularidades que fueron cobrandointensidad con la violenta expansióninicial y generaron las acumulacionesque originarían las estructuras a granescala.

Estas irregularidades, o anisotropías,han sido detectadas por varios satélitesen forma de pequeñas variaciones detemperatura, tan pequeñas queequivalen, estadísticamente, a una partepor cien mil.

188

unque la teoría del Big Bangprevaleció como modelo cosmológicopor ser la que mejor se adapta a lasobservaciones, no está exenta depreguntas sin respuesta

Observando los confines delfirmamento inferimos que estamosinmersos en un mar homogéneo eisótropo de galaxias en expansión: ladistancia entre dos galaxias cualesquiera(lo suficientemente alejadas para noformar parte de una mismasubestructura) aumenta con el tiempoen la misma proporción. Estaobservación, unida a la naturalidad conla que la teoría de Einstein para lagravitación —la teoría de la relatividadgeneral— podía explicar este fenómeno,dio lugar a la idea de que quizá elespacio mismo y todo lo que contienehaya venido expandiéndose, y

enfriándose, desde un tiempo remoto y primero (tiempo cero), denominadoBig Bang, hasta nuestros días.

Los problemas

Aunque la teoría del Big Bang seconsidere en la actualidad la descripciónmás plausible de nuestro pasado, noestá, sin embargo, exenta de preguntassin respuesta. Separemos la historia delUniverso en el antes y el después de untiempo de referencia, que llamaré“tiempo frontera”, definido como elmomento a partir del cual la física queconocemos debería ser suficiente paraentender los fenómenos del Universo(este tiempo corresponde a un puntocercano pero, a la vez, suficientementealejado del tiempo cero o“singularidad” a la que se hace alusión

CARLOS BARCELÓ

43. El Big Bang: problemasy soluciones

A

189

Figura 43.1. Panorámica. Esta imagen muestrala distribución de galaxias más allá de la VíaLáctea, donde se observa una tendencia a lahomogeneidad. Fuente: XSC y PSC.

190

en otros artículos). Antes de esemomento no sabemos muy bien cómodescribir el Universo; a partir de él,podemos suponer que el Universoconsiste en un gas de partículas con unaaltísima temperatura promedio que irádisminuyendo al compás de laexpansión. La porción de Universo quehemos conseguido observar hasta lafecha, unos 13.000 millones de añosluz, resulta ser a grandes rasgos muyhomogénea, una característica que semanifiesta especialmente en la radiaciónde fondo de microondas: la temperaturade esta radiación varía solamente enuna parte por millón miremos al puntodel cielo que miremos. Según el modelocosmológico estándar, esta granhomogeneidad del Universo observablesolamente podría darse si la región quedio origen a este Universo hubiera sidoen su inicio (en el “tiempo frontera”)

cuasi-perfectamente homogénea y, portanto, tremendamente especial. Esto esasí porque, dada una región coninhomogeneidades iniciales, no existeningún proceso físico que hubierapodido homogeneizarla conposterioridad: durante el tiempotranscurrido entre el “tiempo frontera”y el momento en que fue emitida la luzmás remota detectada, ni tan siquiera sepudo establecer una “comunicación”luminosa entre distintas zonas delUniverso observable.

La inflación

No satisfechos con esta conclusión sevio que, fuera del marco de la teoríaestándar del Big Bang, sí que existe unproceso que, de haber sucedido, hubierahomogeneizado porciones enormes delUniverso aunque no hubiesen sidohomogéneas en el “tiempo frontera”.Sólo se necesitaría que éste hubierasufrido un brevísimo periodo deexpansión exponencial: ¡en unascentésimas de quintillonésima de

Figura 43.2. El pasado. Los datos de lasonda WMAP (NASA) sobre el fondocósmico de microondas permiten estudiarel pasado del Universo.

191

segundo (10-32 segundos) el Universotendría que haber multiplicado sutamaño por un sesenta-llone (1060)!, loque podría equivaler a que un guisantealcanzara el tamaño de una galaxia enun instante. De esta forma, cualquierpequeña región del Universo inicialhabría crecido en muy poco tiempohasta poseer un tamaño mucho mayorque el Universo observable, diluyendo a su vez enormemente cualquier trazainicial de inhomogeneidad. Estaexpansión exponencial es lo que seconoce como la teoría inflacionaria delorigen del Universo. Otra característicaesencial de este proceso inflacionario esque, aunque durante la fase expansiva elcalentísimo gas inicial se habríaenfriado brutalmente, al final de lainflación este gas habría vuelto a

calentarse a temperaturas próximas a lainicial (la energía necesaria paraproducir la inflación, una vez terminadaésta, es devuelta en forma de calor). De esta forma, la inflación generótambién una cantidad ingente deentropía, una medida de lo probableque es una configuración (verrecuadro).

Afortunadamente, este procesoinflacionario de homogeneización no esperfecto, sino que dejaría en el gas departículas que puebla el Universopequeñas inhomogeneidades (zonas conmayor o menor densidad respecto a unpromedio). Estas inhomogeneidadesson las que darían cuenta de lasmínimas fluctuaciones de temperaturaque muestra la radiación de fondo demicroondas y, ulteriormente, de la

formación de todas las estructuras en elUniverso a gran escala.

La teoría inflacionaria parece hacerinnecesario entender qué sucediórealmente en tiempos anteriores al“tiempo frontera”. Muchos tipos decondiciones iniciales para el Universodarían lugar al mismo resultado en laactualidad y, por tanto, lasobservaciones actuales no impondríanrestricciones a la física pre-frontera.Sin embargo, como comentamosantes, la inflación genera un cantidadenorme de entropía y, por lo tanto, y aunque parezca contradictorio, elestado inicial del Universo tendría queser uno de entropía bajísima, o lo que es lo mismo, un estado muy peroque muy especial. Pero ¿no es esto loque intentaba evitar la inflación en unprincipio? A mi entender, necesitamoscomprender mejor la física pre-frontera si queremos seguiravanzando en nuestra comprensióndel origen del Universo.

192

La entropía

Las leyes de la termodinámica dicen que,aunque la energía no se crea ni sedestruye, cualquier cambio en éstagenerará una disminución de la energíautilizable (por ejemplo, un conjunto deimanes alineados podrán atraer piezas demetal, pero si los desordenamos susefectos se anularán y su energía no seráutilizable). La entropía es una medida del

desorden en el Universo relacionada con la energía utilizable: si la entropía es cerotoda la energía será utilizable, en tantoque, a mayor entropía, habrá menosenergía útil. Los estados de baja entropíatambién se caracterizan por ser muyespeciales y difíciles de crear al azar. Lascaracterísticas del proceso inflacionariocrearían una inmensa cantidad de entropía.

Expansión acelerada

Presente

Inflación

Big Bang

13.7

00 m

illo

nes

de

año

s

os científicos barajan tres posiblesfuturos para el Universo, quedependen de la cantidad de materiatotal que éste contenga

Muchos han sido los modelospropuestos para explicar la evolucióndel Universo. De todos ellos, el llamadomodelo estándar es actualmente el másaceptado, dado que ha conseguidoexplicar mejor los datos observacionalesexistentes. Este modelo se basa en laTeoría de la Relatividad General,formulada por Einstein en 1915 y en la que se establece una relación entre lageometría del Universo y la materia quecontiene. La resolución de susecuaciones nos permite conocer laevolución temporal del Universo, peropara ello es necesario establecer unaserie de hipótesis, que en el caso delmodelo estándar es principalmente la

de aceptar un Universo homogéneo e isótropo, también conocido comoprincipio cosmológico o copernicano: a gran escala, la distribución de materiay energía en el Universo es, en promedio,igual en todos sus puntos y muestra unaspecto similar independientemente dela dirección en la que se observe.

Geometrías

Bajo el principio cosmológico (y sinconsiderar la energía oscura, de la quehablaremos más adelante), la ecuaciónde Einstein presenta tres posiblessoluciones, correspondientes a tresdiferentes geometrías para el Universo:plana, esférica e hiperbólica. Desde elpunto de vista temporal, lo primero quese deduce en cualquiera de estas tressoluciones es que, en el pasado, el

JOSÉ ANTONIO JIMÉNEZ Y EMILIO J. GARCÍA

44. El futuro del Universo

L

193

Imagen 44.1.Tres posibles historias del Universo. Si el Universo contuviera mucha materia, su fuerza gravitatoria frenaría la expansión y provocaría un colapso final (arriba); si tuviera muy poca se expandiría para siempre y constituiría lo que se conoce como Universo abierto (centro y abajo).

194

Universo tuvo un estado singular, en elque la distancia entre todos sus puntosera prácticamente nula y la densidad demateria infinita.

Pero ¿qué predicciones nos da elmodelo estándar para el futuro delUniverso? Para los casos de geometríaplana e hiperbólica se tiene que, si enel presente el Universo se estáexpandiendo (como demuestran lasobservaciones), éste seguiráexpandiéndose eternamente, por loque estos dos casos se conocen comomodelos abiertos. Por el contrario, enel caso de un Universo esférico(modelo cerrado) el Universo seguiráexpandiéndose hasta alcanzar untamaño máximo, momento en el cualcomenzará a derrumbarse hasta que,en un tiempo finito, alcance elllamado Big Crunch.

Esto está muy bien, pero ¿quédetermina que nos encontremos en unasolución o en otra? Pues básicamente lacantidad de materia que contenga elUniverso (recordemos que geometría y materia están relacionadas por laecuación de Einstein). Efectivamente,

1. Espacio-Tiempocerrado: Universo concurvatura positiva

2. Espacio-Tiempo abierto:Universo con curvatura nula

3. Espacio-Tiempo abierto:Universo con curvatura negativa

Imagen 44.2. Big Rip . Este esquemamuestra el proceso de uno de los posiblesfinales del Universo, el “Grandesgarramiento”.

195

a estas escalas la única fuerza dominanteen el Universo es la gravedad, que esatractiva. Si la cantidad de materia es losuficientemente grande, la acción de lagravedad será lo suficientemente intensacomo para ir frenando la expansión ycomenzar el hundimiento (modelocerrado). En el caso contrario, laexpansión será cada vez más lenta, perono se detendrá nunca (modelosabiertos).

Hipótesis

Nuevas observaciones cosmológicas,que van desde el estudio desupernovas muy distantes a ladetección de variaciones detemperatura en el fondo cósmico demicroondas, parecen indicar que lageometría del universo es plana y que,por tanto, nos encontramos en unmodelo abierto. Pero estas mismasobservaciones también concluyen quela expansión del Universo no sólo nose está frenando, sino todo locontrario, se está acelerando.

Como se ha visto en artículosanteriores, se piensa que esta etapa deexpansión acelerada es debida a un tipode energía llamada comúnmente “energía oscura”, que constituyeaproximadamente el 70% de la densidadde la energía total del Universo y provocauna repulsión antigravitatoria quejustificaría la aceleración.

Algunos investigadores apoyan la ideade que este efecto repulsivo de laenergía oscura, lejos de mantenerse odebilitarse, crecerá con el tiempo, hastael punto de que la velocidad deexpansión del Universo será, en untiempo finito, tan alta que ni siquiera laluz podrá llegar de un lugar a otro.

Este nuevo posible “final”cosmológico se conoce como Big Rip(“Gran desgarramiento”), ya que

1019 segundos antes del Big Rip:los átomos se desgarran

30 minutos antes del Big Rip:la Tierra explota

3 meses antes del Big Rip:el Sistema Solar se desgaja

60 millones de años antes del Big Rip:destrucción de la Vía Láctea

22 miles de millones de años antes del Big Rip

BIG RIP

FIN DE TODO

HOY

Imagen 44.3. Posibilidades. Este esquemarelaciona el tiempo con la el tamaño delUniverso para mostrar sus tres posiblesfuturos.

Otra parte de la comunidad científicano está de acuerdo con este apocalípticofinal y defiende la idea de unaexpansión eterna y mucho mástranquila. De momento, el destino finaldel Universo es aún un interrogante.

196

finalmente la fuerza de la expansiónsuperaría la gravedad provocando eldesgarramiento sucesivo de todas lasgalaxias, de nuestro Sistema Solar, de laTierra en sí, y finalmente de moléculas,átomos, núcleos y nucleones.

En resumen

La Relatividad Especial yGeneral de Einstein, en trespuntos

• Las leyes físicas son invariantes encualquier punto del Universo: tanto enun laboratorio terrestre como en unomarciano, o en cualquier otro rincóndel Universo, las leyes físicas observadas(gravedad, electromagnetismo, etc...)son exactamente las mismas.

• Hasta la aparición de la Relatividad, losconceptos de espacio y tiempo se habían considerado dos entesseparados con naturalezas biendiferenciadas. Con la RelatividadEspecial estos dos conceptos pasan aformar un todo único, que Einsteindenominó “espacio-tiempo” y que secaracteriza por su “geometría”.

• Por otro lado, la Relatividad Generalsugiere que esta geometría del

espacio-tiempo no es rígida sino que lapresencia de materia hace que ésta semodifique y, más concretamente, se“curve” en las inmediaciones de estamateria. Esta curvatura en la geometríadel espacio-tiempo debido a lapresencia de materia es la causante delos efectos gravitatorios que rigen elmovimiento de los cuerpos.

a Teoría de la Relatividad constituyeel eje de nuestra comprensión delUniverso, pero dicha comprensiónpresenta aún retos a los científicos

Como habrán escuchado en numerosasocasiones, la Teoría de la Relatividadversa sobre la medida del transcurso deltiempo y de las distancias en el espaciocon relojes reales (puede llamarse reloj a cualquier fenómeno que transcurra enel tiempo con cierta periodicidad);también versa sobre cómo estasmediciones se distorsionan en presenciade objetos con mucha materia (oenergía). La Teoría de la Relatividadnos dice, por ejemplo, cómo unosrelojes se adelantan o atrasan enrelación a otros relojes igualmenteconstruidos, tan sólo por seguirdistintas trayectorias en el espacio(imaginad distintas naves espaciales,

cada una con su reloj de a bordo). Esmás, se puede llegar a la Teoría de laRelatividad razonando exclusivamentesobre experiencias con relojes.

Los límites de la medida

En todos los razonamientos con lamedida del tiempo que conducen a laRelatividad, siempre hay unasuposición implícita:independientemente delcomportamiento concreto de un reloj(si adelanta o atrasa con respecto aotros, etc.), siempre podemos saber laposición de sus agujas en un momentodado con precisión arbitraria. Sinembargo, toda la experiencia acumuladaensayando con diversos sistemas enlaboratorios nos induce fuertemente a pensar que la naturaleza no satisface

CARLOS BARCELÓ

45. Más allá de la Relatividad

L

197

198

Fuente: Mark Ridel.

esta suposición fundamental.Razonemos un momento; primero, ¿quéqueremos decir con la posición de lasagujas? Una aguja siempre tendrá ungrosor, por pequeño que sea, y ¿cómocalculo entonces a qué punto concreto dela esfera apunta? Para calcularlo coninfinita precisión tendría que mirar lapunta de la aguja usando una lupa deinfinitos aumentos; pero conseguir unalupa así, ¿no es imposible? Hagamos almenos el esfuerzo de fabricar una lupa tanpoderosa que nos permita calcular quéhora marca el reloj con una imprecisiónmáxima de, digamos, un microsegundopor arriba o por abajo. Esto es equivalentea usar en vez de un reloj de agujas unreloj digital que dé un “tic” cadamicrosegundo. Una vez que tengamosconstruida la lupa o el reloj digitalanterior, empecemos a construir otra lupau otro reloj digital con diez veces másprecisión, una décima de microsegundo;cuando terminemos éstos, empecemos aconstruir otros de mayor precisión, y asísucesivamente. Resulta obvio que cuandointentamos construir relojes con mayor ymayor precisión (menor y menorseparación entre sus “tics”), tenemos querecurrir a ingeniosos sistemas basados enpropiedades de la materia en escalasatómicas y subatómicas. Sin embargo,sabemos que los objetos que pueblanestos mundos microscópicos no secomportan de la forma a la que estamosacostumbrados con los objetos cotidianosde nuestro mundo, el mundo

macroscópico. Después de muchos añosde experimentación con el mundomicroscópico, en los años veinte se llegóal establecimiento de unas reglas decomportamiento acordes con lasobservaciones: estas reglas corresponden alo que se da en llamar mecánica cuántica.Una de estas reglas, llamada decomplementariedad, nos dice que algunosdescriptores de un sistema físico (sutamaño, su velocidad, etc.) soncomplementarios, de tal forma queconocer con precisión el valor de undescriptor implica desconocerampliamente el valor de su descriptorcomplementario. Resulta que eldescriptor duración de un proceso(tiempo) y el descriptor cantidad deenergía en el sistema (energía) soncomplementarios: alcanzar una precisiónmás y más grande en la medida deltiempo conlleva que desconozcamos enmayor y mayor medida la energía queposee el sistema que está siendo utilizadocomo reloj. Pero la teoría de la relatividadnos dice que el discurrir del tiempo en unlugar se ve afectado por la presencia degrandes acumulaciones de energíacercanas. Por lo tanto, utilizar relojescuánticos para razonar en relatividadnos lleva a concluir que intentar medirel tiempo con precisión conlleva teneruna gran imprecisión en la energía deldispositivo, lo que a su vez genera unagran imprecisión en el propio discurrirdel tiempo: parece resultar imposiblemedir el tiempo con total precisión. De

199

hecho, estos razonamientos nosconducen a la existencia de un límiteabsoluto a la precisión que puedealcanzar un reloj, lo construyamos de laforma que lo construyamos. Estaprecisión máxima se llamahabitualmente tiempo de Planck y sepuede estimar, dando como resultado10^-44 segundos, una centésima deseptillonésima de segundo (éste es unnúmero extraordinariamente pequeñoque corresponde a dividir un segundoen 100 millones de millones demillones..., y así 7 veces, de partes; porsupuesto, la precisión alcanzada por losmejores relojes atómicos construidoshasta el momento, 10^-17 o 10trillonésimas de segundo, está muy lejosde llegar a este valor límite).

Distancias

Los mismos razonamientos puedenaplicarse a la medida de distancias:también parece haber una precisiónmáxima alcanzable. Cuandoconsideramos procesos físicos queinvolucran distancias o tiempos deevolución grandes con respecto a loslímites fundamentales, la Teoría de laRelatividad sigue teniendo todo susentido, pero como teoría aproximada:podemos imaginar el mundo como unente geométrico que contiene toda lainformación sobre el devenir del tiempoy las distancias entre sus distintos

lugares. Nuestra descripción del mundocuando consideremos a la vez procesoscon escalas de variación en el espacio y en el tiempo cercanas a los límites deresolución tiene que ser muy diferente a la que nos proporciona la Teoría de laRelatividad. Aunque hasta la fecha nose ha conseguido explorar experimentalu observacionalmente la estructura delespacio ni la del tiempo con lasprecisiones requeridas (los auguriossobre la posibilidad de hacerlo en elfuturo cercano son muy esperanzadores,sin embargo), encontrar unadescripción cuantitativa y consistentede esta nueva naturaleza del espacio

y del devenir del tiempo se haconvertido en uno de los mayores y másapasionantes retos de la cienciacontemporánea.

200

Dos teorías

Se suelen considerar, por razoneshistóricas, dos teorías de la relatividad,la relatividad especial y la general. Laprimera es solamente un caso particularde la segunda cuando se puedendespreciar las distorsiones debidas agrandes acumulaciones de materia; eneste artículo consideramos en todomomento la situación más general.

ras más de medio siglo deaproximaciones y cálculos fallidos, las últimas estimacionesindican que el Universo tiene 13.700 millones de años de edad

El infinito es un concepto que repele al ser humano, y más aún elinfinito temporal: la eternidad. No es casual que la mayoría de lascosmogonías primitivas, por no decir todas, establecieran un principio y un final para el mundoconocido. Pero ¿qué dice la ciencia a este respecto?; mejor dicho, ¿tiene algo que decir? Parece que sí, aunque la respuesta ha venido más tarde de lo que uno podía pensar y dejando tambiénalgunos cadáveres, eso sí, sóloacadémicos, por el camino.

Eternidad contra finitud

La Cosmología científica, el estudio de la formación, estructura y evolucióndel Universo como un todo no nacióhasta el primer cuarto del siglo XX. En esos años coincidieron la apariciónde la Teoría de la Relatividad Generalde Einstein, el descubrimiento de que el Universo era más vasto de lo quepensábamos y el establecimientoobservacional de que las galaxias, las componentes materiales visibles del Universo, se alejan unas de otrascon una velocidad proporcional a la distancia que las separa. Laconstante de proporcionalidad entrevelocidad de separación y distancia es conocida como constante de Hubble, en honor del astrónomo que descubrió la expansión delUniverso.

EMILIO J. ALFARO Y SILBIA LÓPEZ DE LACALLE

46. La edad del Universo

T

201

Figura 46.1. Las más viejas. Esta imagenpresenta el acercamiento progresivo a unaregión del cúmulo globular M4, donde sehan hallado las estrellas más viejas de laVía Láctea (señaladas en círculos azules). Su edad, entre doce y trece mil millones deaños, concuerda con las últimasestimaciones de la edad del Universo.Fuente: HST.

Hasta mediados de los 60 del últimosiglo, dos grandes líneas depensamiento se disputaron lahegemonía de la Cosmología. Unarecibía el nombre de Teoría delEstado Estacionario y postulaba unUniverso sin principio ni fin. La otra,conocida como la Gran Explosión (o Big Bang), presentaba algunassemejanzas con las creenciasancestrales más enraizadas: elUniverso tuvo un principio. Estaúltima es la más aceptada hoy en díaentre los astrónomos y, aunque elmodelo estacionario levanta la cabezaalgunas veces, una gran explosión lo

vuelve al polvo de nuevo; pero ésta esuna historia que merece ser contadaaparte.

El cálculo

La siguiente pregunta es obvia: si elUniverso tuvo un principio, ¿cuándosucedió? Resulta claro que el Universono puede ser más joven que cualquierade sus componentes; así pues, simedimos la edad de los objetos másviejos a nuestro alcance, si buscamos losfósiles galácticos más antiguos, éstos nosdarán una cota inferior de la edad del

202

Figura 46.2. NGC 4603. Esta galaxia es lamás lejana en la que se han halladoestrellas variables cefeidas, empleadascomo candelas estándar. Su estudiocontribuyó en el cálculo de la constante de Hubble. Fuente: HST.

203

Universo. Por otro lado, si la constantede Hubble mide la variación de lavelocidad de expansión con el radio delUniverso, su inversa nos proporcionaráuna estimación del tiempotranscurrido hasta el momento actual.¡Qué felicidad, al menos dos métodospara medir lo mismo! Pues bien,durante años ha sido nuestra peorpesadilla: no había quien se pusiera de acuerdo. Tanto las edades derivadasde “las constantes” de Hubblemedidas, como las obtenidas a travésde los cúmulos globulares, oagrupaciones de estrellas muy viejas,presentaban valores que iban de los 12a los 20 mil millones de años. Algunosse preguntarán: ¿éste es el grado defiabilidad que tiene la astronomía?Pues sí, y retamos al lector a pensar enmétodos para datar una estrella o unsistema estelar o para medir laconstante de Hubble. Cualquiera deellos es, sin duda, indirecto, ademásde requerir de teorías intermedias queconecten causas y efectos paso a paso,el uso de constantes y parámetros yamedidos pero cuyo valor sólo seconoce con una determinadaprecisión, buenos telescopios, unabuena dosis de paciencia... y muchasuerte.

Tuvimos suerte. Un experimentoespecialmente diseñado para medir lasvariaciones de temperatura de laradiación de fondo del Universo(WMAP), la huella imperecedera de la

gran explosión, permitió medir la edaddel Universo. La interpretación de losresultados no es trivial y necesita de unbuen conjunto de hipótesis, pero es lomejor que tenemos y el valor obtenidoes muy similar al calculado para losfósiles más viejos de nuestra galaxia: casicatorce mil millones de años. Laantigüedad del todo y de las partesparecen coincidir, viniendo de métodosy teorías claramente diferenciadas.Ahora todo parece estar en orden…,aunque hemos tardado una eternidaden descubrirlo.

Figura 46.3. Historia. Breve esquema de laevolución del Universo, desde el Big Banghasta nuestros días. Fuente: NASA. Investigación

La constante inconstante

La constante de Hubble, que relaciona ladistancia de las galaxias con la velocidad ala que se alejan, ha sido objeto de intensasdiscusiones desde que se descubrió que elUniverso se expandía. Se mide enkilómetros por segundo por megapársec(un megapársec —mpc— es algo más detres años luz), de modo que si la constantefuera 50 km/s/mpc, una galaxia situada a10 megapársecs de distancia se alejaría auna velocidad de 500 kilómetros porsegundo. La primera estimación de la constante fuerealizada por el mismo Hubble, que la fijóen 500 km/s/mpc. La edad del Universoinferida a partir de sus cálculos era de dosmil millones de años, un cálculo que setopó con un escollo cuando el estudioradiactivo de las rocas terrestres desvelóque la edad de nuestro planeta era ¡milmillones de años mayor que la del propio

Universo! Ante esta incongruencia, WalterBaade realizó, en la década de loscincuenta, una serie de estudios con losque descubrió el origen del error: lo queHubble tomó por “candelas estándar” —objetos cuya luminosidad no varía con ladistancia— no eran estrellas individuales,sino cúmulos globulares, o agrupacionesde estrellas cuya luminosidad sí varía. Apesar de este avance, el debate prosiguióa cargo de, por un lado, Alan Sandage,cuya constante de Hubble descendió de180 a 55 km/s/mpc en apenas quince años,y, por otro, de Gerard de Vaucouleurs, queapostaba por un valor en torno a los 100km/s/mpc. La discusión se zanjó a finales del siglopasado cuando un grupo de astrónomosempleó el Telescopio Espacial Hubble paraestablecer, con un margen pequeño de error,la constante de Hubble en 70 km/s/mpc.

204

Etapa de formación de las primeras estrellas

Este mapa muestra las variaciones detemperatura en el fondo cósmico demicroondas, las semillas de las estructuras quepueblan el Universo

379.000 años0 200 millonesde años

1.000 millonesde años

Presente

Etapa de formación de las primeras galaxias Hoy día el Universo cuenta con

13.700 años

equeñísimas fluctuaciones en ladensidad de la materia originalfueron la semilla de las estructurasque hoy día pueblan el Universo

Desde la prehistoria, casi todas lasculturas han buscado el orden en el azardel firmamento nocturno, y un buenejemplo de ello son esas agrupacionesarbitrarias llamadas constelaciones. Noobstante, el orden real va por otrocamino: las estrellas que vemos en elcielo forman parte de nuestra galaxia, laVía Láctea, cuya estructura comenzó aesbozar William Herschel a finales delsiglo XVII. A principios del siglo XX,Edwin Hubble descubrió que la VíaLáctea pertenece a un grupo formadopor treinta galaxias, que a su vez seencuentra en las afueras de un“supercúmulo” que mide unos 145millones de años luz y contiene 50

cúmulos de galaxias. Algunos de estoscúmulos, como el situado en laconstelación de Virgo, son verdaderosgigantes que agrupan a más de milgalaxias.

Hasta los años 80 se pensaba que lasmayores estructuras en el Universo erandel tamaño de un supercúmulo. Sinembargo, en 1986 se descubrió el GranAtractor, una estructura situada a unos250 millones de años luz de nuestragalaxia y que recibe su nombre porqueejerce un tirón gravitatorio tanpoderoso que tanto nosotros como todoel supercúmulo local estamos cayendoen su dirección.

Los cartografiados, o mapas degalaxias realizados a finales de los 80,demostraron que las estructuras comoel Gran Atractor son comunes ennuestro Universo: la distribución de lasgalaxias tiene una estructura irregular,

NARCISO BENÍTEZ

47. El germen de las galaxias

P

205

Figura 47.1. A gran escala. La distribución degalaxias en el Universo dibuja una estructurade filamentos y vacíos. Fuente: Universidad de Kentucky.

con paredes y filamentos que rodeanvacíos desprovistos de galaxias. En losnodos de dicha distribución se sitúanlas grandes concentraciones de galaxias,como el supercúmulo local o el GranAtractor.

El origen de las estructuras

¿Cuál es el proceso que dio lugar a estas estructuras? ¿Y cómoevolucionaron en el tiempo? Éstasson dos de las cuestiones másimportantes por resolver en laCosmología moderna y, pordesgracia, el edificio teórico mássólido del que disponemos, la teoríadel Big Bang, no nos ofrece ningunapista al respecto. En su forma mássencilla, esta teoría presupone que lamateria y la radiación estándistribuidas de manera homogénea enel Universo y, por tanto, la soluciónal problema de la estructura a granescala necesita de elementosadicionales. Parece evidente que elUniverso temprano presentaba

206

Figura 47.2. Evolución. Las fluctuaciones detemperatura existentes en el Universo primitivodieron lugar a las grandes estructurasgalácticas que observamos hoy día. Fuente: NASA.

Figura 47.3. Mapa. Distribución en tresdimensiones de galaxias obtenida a partirde los datos del proyecto 2dF.

207

menos que el resto. Así, su“sobredensidad” siguió aumentando de manera paulatina.Cuando el Universo tenía un tamaño cinco veces más pequeño que el actual, aproximadamente 1.200 millones de años después del Big Bang, la región presentaba unadensidad que doblaba la media. Se cree que fue en este momentocuando las regiones centrales de las galaxias como la nuestraempezaron a formarse.

pequeñas fluctuaciones que fueroncreciendo amplificadas por los efectosde la gravedad hasta dar lugar a lasestructuras actuales.

En la actualidad, la hipótesis más popular para explicar su origenentre los cosmólogos alude afenómenos cuánticos ocurridosdurante el período de inflación. Ésta es una época muy temprana del Universo, poco después del Big Bang, durante la que todo eluniverso se expandió con unavelocidad que aumentaba de maneraexponencial. Durante este proceso,las fluctuaciones cuánticasprovocaron que algunas partes del Universo se expandieran avelocidades ligeramente distintas, lo que provocó que, una vez detenidoel proceso, algunas regionespresentaran una densidad ligeramente mayor que la de suentorno.

Por ejemplo, se supone que cuando el Universo eraaproximadamente mil veces máspequeño que en nuestra época —medio millón de años después delBig Bang, más o menos—, la densidadde materia en la región del espacioque ahora contiene la Vía Láctea eraquizá un 0,5% más alta que la de lasregiones adyacentes. Eso provocó queesta región se expandiera ligeramentemás despacio que el resto del Universoy que, por tanto, su volumen creciera

Figura 47.4. SDSS. El proyecto decartografiado del cielo SDSS (Sloan DigitalSky Survey) cuenta con un telescopio de 2,5 metros de apertura.

Evidencias observacionales

Los modelos del origen de lasfluctuaciones, unidos a la teoría de laevolución de las perturbaciones dedensidad, permiten realizarpredicciones concretas que pueden serverificadas observacionalmente.Encontramos una primera prueba enla radiación de fondo de microondas,el eco del Big Bang: las pequeñasdiferencias de densidad presentes enaquella época han dejado huellas en laradiación de fondo que fuerondetectadas en 1992 por el satéliteCOBE. Las recientes observacionesdel satélite WMAP han confirmadoestos resultados y, aunque la discusióncientífica sobre estos datos todavíaestá abierta, parece que, tal y como seesperaba, están de acuerdo con laspredicciones de la teoría de lainflación.

Por otro lado, dos grandes proyectosde cartografiado cósmico buscan verificarla teoría de formación de estructurasobservando el Universo actual. Se tratadel 2dF (el campo de 2 grados) y elSDSS (Sloan Digital Sky Survey), quehan permitido establecer mapastridimensionales detallados de ladistribución de galaxias en el universolocal. Los modelos de evolución deestructuras predicen un exceso deaglomeraciones de galaxias a una escalade 500 millones de años luz; un efectosutil y muy difícil de detectar que losanálisis recientes de los datos del SDSS y el 2dF han verificado de maneraindependiente.

Podemos concluir que, aunquetodavía no entendemos completamentecómo se originaron y evolucionaron lasestructuras que observamos en elUniverso, parece que nos encontramoscerca del objetivo.

208

a materia bariónica, de la que secomponen las estrellas, la Tierra o nosotros mismos, pierdeprotagonismo ante la materia y la energía oscuras

“¿Sabéis de qué está hecha la VíaLáctea? Yo sí”, dice Galileo en la obrade Bertolt Brecht que lleva su nombre.Aunque diera los primeros pasos paradesentrañar la estructura de la VíaLáctea, parece que Galileo se apresuróal afirmar que “no es más que uningente conglomerado de estrellas…”.Hoy día sabemos que el Universo no essólo lo que brilla, y que incluso estaparte roza lo excepcional al abarcar aduras penas el 4% del Cosmos. Elestudio de la materia luminosa haaportado, sin embargo, las pistas para ladetección de esa materia oscura que,además de no brillar, se compone de

partículas exóticas y no de bariones(protones, neutrones y electrones),como la materia que conocemos y de laque estamos compuestos.

A principios de la década de lostreinta del siglo pasado, los astrónomosJan Oort y Fritz Zwicky infirieron,mediante observaciones independientes,la existencia de materia oscura. Zwickypartió de que, si las galaxiaspermanecen agrupadas en cúmulos porla fuerza de la gravedad, sus velocidadesindividuales deberían ser menores quela velocidad de escape del cúmulo. Almedir las velocidades de las galaxias enel cúmulo de Coma descubrió que semovían tan rápidamente que lagravedad atribuible a la materialuminosa resultaba insuficiente paramantenerlas unidas. Debía, por lotanto, existir algún tipo de materia novisible cuya gravedad impidiera la


48. A tientas por el Universo

L

209

210

separación. Jan Oort llegó a unaconclusión similar, pero aplicada almovimiento de las estrellas dentro delas galaxias.

Materia de naturaleza exótica

Un fuerte argumento en favor de laexistencia de materia oscura procedede las medidas del fondo cósmico demicroondas: la comparación de lasfluctuaciones primigenias con ladensidad y vacíos actuales lleva a laconclusión de que los 13.700 millonesde años que se le atribuyen alUniverso son insuficientes para eldesarrollo de estructuras tan grandes.

La existencia de materia oscura nobariónica, en combinación con labariónica, explicaría, no obstante, el

origen y desarrollo de dichasestructuras: supongamos que, alprincipio, hay materia oscura ybariónica en equilibrio. Como laprimera tiene unas propiedades deinteracción diferentes a la segunda, se separa primero de la radiación yempieza a agruparse mucho antes.Cuando la materia bariónica se liberade la radiación, ya tiene el caminopreparado y cae sobre los grumos yaformados.

Queda pendiente, no obstante, latarea de determinar la naturaleza de lamateria oscura, lo que permite laentrada en escena de partículasexóticas, entre las que destacan losneutrinos y las distintas variedades departículas masivas de interacción débilo WIMPs (del inglés WeaklyInteracting Massive Particles), cuyaexistencia ha sido predicha por lasteorías de partículas elementalesaunque nunca se han detectado enlaboratorios terrestres. Se trata departículas que apenas interaccionancon la materia ordinaria y que seconocen colectivamente como

Figura 48.1. Abell 2029. Este cúmulo degalaxias, observado en rayos X y en el óptico,se halla envuelto en una nube de gas caliente(en rosa). Se cree que puede contener unacantidad de materia oscura equivalente a cienbillones de soles. Fuente: Chandra.

Figura 48.3. Gas caliente. Imagen tomadapor el observatorio de rayos-X ROSAT, querevela la presencia de grandes nubes degas muy caliente en un cúmulo de galaxias.Aunque su contribución en la masa delcúmulo es insuficiente para dar cuenta dela materia oscura, proporciona un métodoindependiente para medirla: debe haber almenos cuatro veces más materia de la quevemos para que el gas caliente no escapedel cúmulo.

Figura 48.2. Materia oscura. Esta imagendel cúmulo EMSS 1358+6245 ha permitidoa los científicos determinar que la cantidadde materia oscura que contiene es cuatroveces mayor que la de materia ordinaria.Fuente: Chandra.

211

“materia oscura fría”, encontraposición con los neutrinos o “materia oscura caliente”. Aunque al principio se pensó que uno de estostipos podría predominar, hoy día setiende a pensar en un modelo mixtoen el que tanto la materia oscura fríacomo la caliente tienen su función.

Energía, también oscura

La existencia de materia oscura tieneimportantes consecuencias en laevolución del Universo, en relacióncon la cantidad total de masa yenergía que éste alberga. La teoría dela inflación predice que vivimos en ununiverso plano, es decir, la densidadde materia debería equivaler a ladensidad crítica (o equivaler a 1). En ausencia de una constantecosmológica, un Universo plano nosufriría un Big Crunch

(rehundimiento) o un Big Chill(expansión eterna acelerada), pero elproblema estriba en que la cantidad demateria visible apenas alcanza el 1%de lo que se necesitaría para evitar estaaceleración eterna. En este caso, laproporción de materia oscuranecesaria para cuadrar el modeloresultaría demasiado elevada y noofrece una descripción adecuada delcomienzo de formación de las galaxiasy del ritmo de formación deestructuras.

Existe, sin embargo, una alternativaque puede reducir la presión sobre elproblema de la “materia faltante”: setrata de la constante cosmológica,fuerza repulsiva introducida porEinstein en su modelo de universoestático para evitar que la gravedadprovocara el hundimiento delUniverso bajo su propio peso. CuandoHubble demostró que el Universo sehallaba en expansión, Einstein renegó

Figura 48.4. Proporciones. La energía y materia oscuras predominan en elUniverso. Fuente: Chandra.

de esta “antigravedad”, aunque losresultados de los estudios desupernovas lejanas, que indican queel Universo se está acelerando,obligan a reintroducir el término,

conocido hoy día como energíaoscura. Esta energía, que se atribuyeal propio espacio vacío, debecontribuir en un 0,7 a la densidadcrítica para que tanto el modeloinflacionario como la geometríaespacial plana preserven su vigencia.Así llegamos a unas proporcionesestimativas de la composición delUniverso que atribuyen un somero4% a la materia bariónica, un 30% a la materia oscura y un 65-70% a laenergía oscura.

Un duro golpe para la especiehumana, que históricamente hapasado de considerarse el centro delUniverso a comprobar que constituyeun fenómeno compuesto de materiapoco común, en tanto que elUniverso es algo totalmente distinto.

212

73%Energía oscura

23%Materia oscura

3,6% Gas intergaláctico

0,4% Estrellas, etc.

esde su invención hace unos cuatrosiglos, la evolución de los telescopiosha sido imparable y aún deparamuchas sorpresas

El Sol es una pelota roja que se ocultatras la vega. Desde el Observatorio deSierra Nevada (OSN), el cielo al oesteaparece rojo con ligeras nubes muybajas y alejadas. Es hora de abrir lascúpulas. Las seis cúpulas se ponen enmarcha y dejan al descubierto lostelescopios, dando comienzo a unajornada de observación que seprolongará hasta el amanecer.

Los primeros telescopios

Todo comenzó en el año 1200, cuandoRoger Bacon consiguió tallar la primeralente con forma de lenteja, que se

empleó, noventa años después, en lasprimeras gafas para miopes. Aunquevarios autores se disputan el invento deltelescopio, lo más probable es que suverdadero inventor fuera el holandésHans Lippershey, que construyó elprimer telescopio hacia 1608. Galileo,al oír hablar de este instrumento,construyó su primer telescopio según lehabían contado y con él descubrió lossatélites de Júpiter, los cráteres de laLuna y los anillos de Saturno.

El astrónomo Johannes Kepler pidióa Galileo un ejemplar de su pequeñolibro —de 24 hojas— Sidereus nuncios(El mensajero de las estrellas), en el quedescribe sus observaciones astronómicascon el telescopio. Y aunque Galileo nisiquiera le contestó, Kepler pudohacerse con el ejemplar y en 1611construyó su primer telescopio delentes, mejor incluso que el de Galileo

LUIS COSTILLO

49. El gran ojo del astrónomo

D

213

Figura 49.1. OWL. El telescopio de 100 metrosque entrará en funcionamiento en el 2017.Fuente: ESO.

Figura 49.2. Lunar. Concepción artística deun futuro telescopio en la Luna. Fuente:Univ. Arizona.

Figura 49.3. Interminable. El telescopiorefractor de J. Helvelios (1670), de 42metros de largo. Fuente: King H.C. (1995).

ya que conseguía enderezar la imagen alañadir una tercera lente convexa.

Los telescopios refractores, como elde Galileo, siguieron desarrollándose a pesar de la aberración cromática, undefecto que consiste en una coloraciónanormal de los bordes del objetoobservado a través de una lente.Precisamente para corregir estaaberración se inventaron los telescopiosreflectores (de espejos), campo en elque Newton se anticipó al crear elprimero. Persistían, sin embargo, dosproblemas: la aberración esférica,consecuencia de usar un espejo esférico,y la reducida luminosidad, producto dela elaboración del espejo a partir demetales pulidos. Todo ello provocó quelos telescopios reflectores sedesarrollaran poco, dejando el campolibre a los refractores.

Estos últimos intentaban minimizarlas aberraciones disminuyendo lacurvatura de las lentes (haciéndolasmenos convergentes), lo que producía

un aumento del tamaño delinstrumento. Así, a partir de 1640 lostelescopios se hicieron más y máslargos: desde el telescopio de Galileo,que medía algo más de metro y medio,pasaron a medir cuatro, cinco y seismetros, como el de Huygens(construido en 1656), de siete metros y cien aumentos. Y así siguió la carrerahasta 1670, año en el que J. Helveliosfabricó un telescopio de cuarenta y dosmetros de largo. A pesar de las mejoras,estos interminables telescopios semostraron inútiles porque se movíancon el viento y era difícil mantener laslentes alineadas.

Los telescopios modernos

Tras el telescopio de Newton, losreflectores se desarrollaron poco debidoa la falta de luminosidad. Pero con laconfección de espejos a partir de vidriorecubierto de plata los telescopios

216

Figura 49.4. Leviatán. El telescopioreflector de 183 centímetros construido porLord Rosse en 1845. Fuente: King H.C (1995).

217

reflectores fueron adquiriendo másprotagonismo, en parte porque sufabricación no requería la granperfección óptica necesaria en laelaboración de las lentes de losrefractores. No obstante, ambos tiposfueron predominando alternativamentedesde 1608 hasta 1950, momento enque la construcción del telescopio Hale(Monte Palomar, EE.UU.) establecefinalmente la hegemonía de losreflectores. El Hale, con sus cincometros de diámetro, ostentó el récorden tamaño hasta 1976, año en que seconstruye el telescopio de seis metrossoviético BTA. Éste, a su vez, cedió elprimer puesto en 1993 al primero delos Keck, un par de telescopios gemelossituados en Hawai que, con sus casidiez metros de apertura, siguen siendohasta el momento los mayores delmundo.

Para solventar uno de los mayoresproblemas para la observaciónastronómica, la absorción de la luz porparte de la atmósfera terrestre —especialmente del infrarrojo por elvapor de agua—, se elaboraronproyectos para poner telescopios en elespacio, como el Telescopio EspacialHubble, que lleva ya quince años enactivo. Pero, por el momento, resultamás barato construir grandestelescopios en tierra que ponerlos enórbita, de modo que gran parte delesfuerzo se está enfocando a la mejorade las capacidades y al aumento del

tamaño de las instalaciones terrestres.Por ejemplo, para el estudio deexplosiones de rayos gamma (GRBs) ola detección de objetos cercanos a laTierra (NEOs), se construyentelescopios robóticos, totalmenteautomatizados, que realizan laobservación de manera autónoma:eligen el objeto a observar en funciónde las condiciones, abren la cúpula,apuntan el telescopio y realizan laadquisición de datos.

En la actualidad se estánconstruyendo telescopios que superarán

la “barrera” de diez metros de los Keckhawaianos, como el Large BinocularTelescope (LBT) o el Gran TelescopioCanarias, que verán su primera luzeste mismo año. Otros proyectos a más largo plazo constituyenverdaderos desafíos: en 2010 entraráen funcionamiento el TMT (30 metros), en 2014 el EURO-50

(50 metros) y en 2017 el OWL (100 metros). Y más adelante, hacia2035, quizá sea posible colocar untelescopio en la Luna: en la actualidadse estudia su ubicación en el cráterShackleton, en el polo sur lunar, dondenunca llega el Sol y cuya baja temperaturaevitaría la necesidad de enfriar lainstrumentación. Además, en el borde

218

del cráter hay zonas bañadas por el Soldurante todo el año, de modo que podríaaprovecharse para recoger energía. Y,finalmente, parece bastante probable quehaya agua en su interior. Aunque seríanecesario crear una base espacial en elpropio cráter, no parece muy aventuradosuponer un telescopio líquido de veintemetros en el cráter lunar.

l desarrollo de una misión espacialcomprende un proceso de preparación,diseño y fabricación de instrumentosque dura varios años

Nadie podía imaginar en 1957 que, conel lanzamiento del Sputnik 1 por laantigua URSS y, un año más tarde, delExplorer 1 por Estados Unidos, elhombre, en su afán por conocer elUniverso, había iniciado la era espacial.El punto culminante se produjo el 16de julio de 1969 cuando Armstrong diosu “pequeño paso”. Desde aquellaépoca han sido lanzados al espaciovarios miles de satélites y navesespaciales que, equipados coninstrumentos, han realizadoinnumerables y variadas misiones.

Es un hecho que la era espacial regalóal hombre dos nuevas perspectivas: unanueva visión de la Tierra y otra del

Universo. De ahí la importancia de lainvestigación espacial, del uso devehículos espaciales, de las misiones quese han realizado hasta la fecha y lasventajas que, para la vida cotidiana,ofrece la conquista del espacio.

Los descubrimientos producidos en laera espacial han revolucionado lasciencias básicas: se han abierto nuevaslíneas de investigación para la geofísica,la astronomía, la física del Sistema Solary la climatología, así como para lasciencias aplicadas y las sociales, lastelecomunicaciones o el derechoespacial.

Las naves

Para la exploración planetaria existendos tipos de naves espaciales: mientraslos satélites orbitan, las sondas

JOSÉ MARÍA CASTRO

50. Un desafío tecnológico

E

219

Figura 50.1. Rosetta. Reparaciones de lanave Rosetta dentro del gran simuladorespacial. Fuente: ESA.

interplanetarias suelen adentrarse en el espacio, algunas destinadas a abandonar nuestro Sistema Solar, a seguir su camino a través de la Vía Láctea o a tomar “tierra” en los planetas o sus lunas. Estosúltimos son los denominados landers.

Las naves tripuladas cumplen con requisitos más estrictos debido a las necesidades de la propiatripulación. Están diseñadas contecnología capaz de proveer aire, agua y comida a los tripulantes,equipos de navegación y control,asientos y compartimentos paradormir y equipos de transmisión para enviar y recibir información.Una de las partes más delicadas de las naves tripuladas es la pantalla o escudo térmico que las recubre para protegerlas del calor que seproduce al volver a la atmósferaterrestre.

Para adentrarnos en el mundo delas misiones espaciales, debemosmencionar que en la exploraciónespacial se utilizan básicamente dosmétodos científicos. Por una parte, ladetección in situ, que consiste en laexploración directa con instrumentos,ya sea a lo largo de la trayectoria delvehículo espacial o mientras ésteexplora los cuerpos o espacios deinterés. Por otra, la teledetección, esdecir, la detección a grandesdistancias.

220

Preparación de la misión

El proceso de selección de una misiónespacial es realizado por un equipo deingenieros y científicos de alguna de lasagencias espaciales existentes, teniendo encuenta el trinomio “costes, riesgos ybeneficios” y sin olvidar una cuestiónfundamental: ¿por qué se elige eseobjetivo?

El diseño de una misión espacial, quepuede durar una media de cinco años,se desarrolla en varias fases, a lo largode las que se lleva un control exhaustivode la misma mediante revisionesperiódicas y realizando una revisiónfinal en cada fase, tras la cual se obtieneun equipo específico. El productoresultante de cada fase generará granvolumen de informes, ya que esimportantísimo documentar todo paraevitar olvidos en las siguientes fases o seguir el hilo a posibles fallos.

La máxima “divide y vencerás” es aplicable a esta primera fase: es necesario desmenuzar en partes tanpequeñas como sea posible el problemapara poder establecer los requerimientos

Figura 50.2. Huygens. La sonda Cassini-Huygensantes de ser alojada en el cohete para su

lanzamiento. Fuente: NASA/ESA.

221

científico-técnicos. Este proceso desíntesis y análisis representa la partemás creativa del diseño de la misión y da lugar a diferentes conceptos de la misma (masa, volumen, energía, programación temporal y costes relacionados con el vehículolanzador, el satélite, lainstrumentación y las operacionescientíficas).

También se deben formar equiposinternacionales que apoyen loscostos, diseñen y construyan losinstrumentos, dirigidos por uninvestigador principal y un jefe deproyecto que clarifiquenfuncionalmente cada parte y cómo seunirán más tarde.

Diseño y fabricación de los instrumentos

Los instrumentos de a bordo sediseñan para operar en un ambientemuy hostil, ya que se verán sometidos a radiaciones, cambios depresión y temperatura, falta degravedad, grandes aceleraciones yvibraciones acústicas y mecánicasdurante el lanzamiento. Para paliarestos efectos durante el diseño, losingenieros adoptan una serie deestrategias que minimizarán laposibilidad de fallo, como son:realizar un diseño simple y sincomplicaciones, duplicar, en la

medida de lo posible, los subsistemasde los que está compuesto uninstrumento (filosofía deredundancia), elegir componentesespaciales, aunque éstos tengan uncoste hasta 10.000 veces mayor queun componente comercial, y realizar un control de calidad adecuado.También es conveniente construirdiferentes modelos sobre los querealizar campañas de ensayosfuncionales y estructurales para minimizar los errores y construir simuladores que permitan emular todas lasoperaciones con el satélite y losinstrumentos.

Una vez finalizado el procesovendrá la integración de todos losinstrumentos en el satélite, donde se verá el fruto de tantos meses deplanificación, diseño, fabricación y calificación de subsistemas einstrumentos con nuevas pruebasglobales, principalmente para analizarposibles problemas entre los distintosinstrumentos y analizar elcomportamiento de los mismos conel satélite.

Por último, y generalmente comola parte más olvidada, se ensamblarátodo dentro del cohete y, tras ellanzamiento, comenzará latransmisión de los datos al centro decontrol, donde se entregarán a loscientíficos para su análisis y posteriordepuración.

222

pequeñas construidas más rápidamentey a menor coste. Actualmente el IAAestá trabajando en la fase de definición de la futura misión Bepi-Colombo, el primer orbital europeo con rumbo a Mercurio que será lanzado en 2012.

223

Futuras misiones

Las misiones espaciales de las próximas décadas requerirán nuevasexpectativas (descubrimiento de vida en planetas más lejanos y desconocidos

hasta hoy) y distintas filosofías detrabajo. El avance en las micro ynanotecnologías permitirá realizarmejores investigaciones, instrumentoscon menos masa y que consumanmenos potencia, y plataformas más

a abundancia de sociedadesastronómicas es un ejemplo delinterés social por esta ciencia,protagonista de muchas películas deciencia-ficción

Los medios de comunicación saben delsex-appeal de la astrofísica, del poder defascinación y de la belleza estética queposeen las imágenes de planetas,cometas o galaxias lejanas. Prueba deello es que la astrofísica esprobablemente la disciplina científicaque cuenta con un mayor número deaficionados fuera del ámbitoestrictamente profesional, así como laexpectación que generan eventosastronómicos como los eclipses de Sol olas lluvias de meteoros, u otrosrelacionados, como el lanzamiento delas misiones espaciales. Son noticias delas que rápidamente se hacen eco los

medios de comunicación, o si norecordemos las imágenes del tránsito deVenus que abrieron la casi totalidad delos noticiarios del mundo el 8 de juniode 2004. Además, es muy comúnencontrarnos en los medios términospuramente astronómicos, incluso en lasnoticias deportivas, donde un famosoequipo de fútbol recibe el epíteto de“los galácticos”. En cualquier caso, esteinterés de los medios por las noticiasdel Cosmos no debería justificar la faltade rigor científico en su tratamientoque muy a menudo encontramos.

Divulgación escasa

La divulgación, en cambio, no goza deesta continua presencia en los mediosde comunicación. Los documentalesastrofísicos son poco frecuentes, y aquí

LOURDES VERDES-MONTENEGRO, RAFAEL GARRIDO

Y EMILIO J. GARCÍA

51. El atractivo multimediade la astrofísica

L

224

Figura 51.2. Los Simpsons. Imagen delcapítulo donde aparece el astrónomoStephen Hawking.

Figura 51.1. El “showman” de la Ciencia. Elastrónomo Carl Sagan, autor de la serie de

documentales de astrofísica Cosmos.

225

hay que destacar un clásico del género,Cosmos, tan magistralmente concebidoy ejecutado por Carl Sagan y que hizoque muchos jóvenes quisieran dedicarsea la astrofísica. En este campo nosganan los leones en la sabana: ¿por quése televisan más documentales sobreanimales que sobre el Universo?Seguramente por la dificultad intrínsecaque conlleva la explicación deconceptos físicos. La biología es másvisual e intuitiva. Quizá deberíamosaprovechar ejemplos como el de“FameLab”, un concurso británico en elque los participantes deben engancharen tres minutos a un público nocientífico explicándoles de una maneraoriginal y comprensible un conceptocientíficamente preciso.

Normalmente la prensa suelehacerse eco de la actualidadastrofísica y últimamente hemospodido encontrar en la española (y en particular en la granadina)varios ejemplos de ello, como la seriede artículos de Granada Hoy en laque se incluyó éste. Es también usual encontrar en los quioscos deprensa coleccionables sobre elUniverso que son siempretraducciones, a veces pésimas, deoriginales generalmenteestadounidenses. Mención apartemerece el esfuerzo de las aún escasasrevistas de divulgación especializadapor transmitir el conocimiento de losastros de una manera amena ysencilla.

Figura 51.3. Pionero. Fotograma de lapelícula Un viaje a la luna, dirigida porGeorges Melies en 1902.

La astrofísica en el cine

Pero, sin duda, es en el terreno de laficción, y concretamente de la ciencia-ficción, donde la presencia deelementos astrofísicos es permanente.Desde la impactante retransmisiónradiofónica de una adaptación de lanovela La guerra de los mundos, porOrson Welles en 1938, los cómics de Flash Gordon o Viaje a la Lunade Julio Verne, la astrofísica haconformado uno de los pilares básicosde este fascinante género.

De manera general, podemos agruparesta presencia en cuatro grandes temas.Por un lado, la relación entre el hombrey el Cosmos, que viene siendo dualdesde tiempos remotos, oscilando entreel miedo a lo desconocido y lacuriosidad ante las incógnitas delUniverso, auténtico motor paraadquirir nuevos conocimientos. La vidaextraterrestre es otro tema estrella, yaque responde a la necesidad del hombrede no sentirse solo en el Cosmos, deque la vida sea una de sus constantes.La tecnología ocupa ya un lugar casifundamental en nuestras vidas, y lassondas espaciales, con sus airbag, noson ya únicamente elementos de laspelículas de ciencia ficción, sino queocupan titulares en las noticias.Finalmente encontramos la búsquedade otros mundos, un sueño muyarraigado en el hombre, unas vecescomo un puro instinto explorador

y otras con la hipotética posibilidad depoder explotar otros mundos cuandolos recursos de la Tierra esténagotándose.

Más concretamente, la ciencia-ficciónen TV tuvo su boom astrofísico durantelos años 60, 70 y 80 cuando podíamosdeleitarnos con series como Star Treky todas sus sucesoras, Perdidos en elespacio, Los invasores, V, Galáctica,Espacio 1999, o la precursora delecologismo: Quark, la escoba espacial.Hoy en día este tipo de seriesprácticamente no existe, aunque no hayque olvidar a Los Simpson, que nosdeleitan con un humor afilado einteligente y con varias referencias a laAstrofísica (recordemos la apariciónestelar de Stephen Hawking en uno desus capítulos o el paseo de Homer enun universo tridimensional). Pero es enel medio cinematográfico donde sinduda la astrofísica es la reina, y eso queel cine tiene ya reinas con las que esdifícil competir. Es cierto que el cine haviolado en numerosas ocasiones las leyesde la física, pero aceptamos que debetener sus licencias para poder conservarsu magia. A cambio, ha prestado suapoyo a campañas mediáticas parainclinar la opinión pública a favor demisiones espaciales a la Luna o másrecientemente a Marte (también el cinese ha beneficiado materialmente de laastrofísica, así Kubrik usó en BarryLyndon unos objetivos especialesdesarrollados por la NASA para su

226

Figura 51.4. Vida extraterrestre. E.T, comoejemplo de uno de los temas estrella de la

ciencia ficción, la vida fuera de la Tierra.

227

programa Apolo). Pero, sobre todo, elcine nos ha permitido visitar galaxiasmuy, muy lejanas, conocer a E.T.,contemplar la terrible colisión de unasteroide contra la Tierra o pasear porla superficie de Marte, entre otrasmuchas cosas. Y es que, en general, a los astrofísicos nos gusta la ciencia-ficción porque nuestro trabajoes riguroso y sus resultados se obtienen a largo plazo y el cine nos permitelibrarnos por un momento de lanecesaria rigidez del método científico y hacer volar la imaginación en buscade respuestas imposibles... o tal vezalgún día posibles.

inalizamos nuestro viaje por elCosmos con una revisión de algunos de los grandes interrogantesa los que los astrónomos buscanrespuesta

Con este artículo, damos por finalizado nuestro viaje por el Universo.Han sido 52 semanas en las que hemosabarcado una historia de 13.700millones de años. Hemos podidofamiliarizarnos con los objetosastronómicos, entender las razones porlas que emiten radiación, entender suubicación en el Universo y suinterrelación con los demás objetos que pueblan el Cosmos. Y tambiénhemos sido conscientes de todo lo quetodavía no sabemos, de losinterrogantes que todavía quedan por

resolver. Es a ellos a los que dedicamoseste último artículo.

Es difícil hacer una selección de las preguntas más importantes quelos astrofísicos debemos tratar deresponder en los próximos años. Seguro que cada astrónomo y cadalector harían su propia selección. Porello, y en aras de buscar un criterioglobal y científicamente riguroso,vamos a ayudarnos del trabajo realizado por los editores de laprestigiosa revista Science. Con motivode su 125 aniversario, el comitéeditorial de la revista ha seleccionadolos 125 enigmas más importantes queafronta la ciencia para los próximosaños. La celebración del 125cumpleaños de Science es apasionante y parte de un principio que detalla el

ANTXÓN ALBERDI Y SILBIA LÓPEZ DE LACALLE

52. ¿Han pasado 13.700millones de años o 52 semanas?

F

228

Figura 52.1. Materia oscura. Esta imagen delcúmulo EMSS 1358+6245 ha permitido a los

científicos determinar que la cantidad demateria oscura que contiene es cuatro veces

mayor que la de materia ordinaria. Fuente: Chandra.

Figura 52.2. Extrasolar. Concepción artísticadel planeta que gira en torno a la estrellaGliese 876, recientemente hallado. Fuente: NASA y STScI.

229

editor jefe de la revista: “Mi amor porla Ciencia tiene mucho que ver con sumisterio. De hecho, si tuviera que elegir,preferiría la ciencia a la investigación: laciencia está relacionada con laspreguntas, mientras que la investigaciónlo está con las respuestas”. Ése es el reto:la revista nos plantea las grandespreguntas, preguntas cada vez másdifíciles y exigentes; nosotros, losinvestigadores, tendremos que tratar deresponderlas. Los interrogantes queplantea Science van desde lo más cercanoa las grandes estructuras del Cosmos.Detallamos en este artículo aquellosinterrogantes relacionados con laAstrofísica.

¿De qué está hecho el Universo?

La materia ordinaria, aquella de la que están formadas estrellas y galaxias, apenas constituye el 5% del

Universo. Si tenemos en cuenta lamateria oscura, materia cuyanaturaleza y distribución noconocemos pero cuya existencia estásugerida por diferentes resultadosobservacionales, como la distribucióngrumosa de las galaxias en el Cosmoso sus curvas de rotación, alcanzamosel 30% del contenido global delUniverso. ¿Y el 70% restante? Loscientíficos estiman que estárelacionado con la denominada“energía oscura”. Esta energía seríaresponsable de que el Universo sevaya expandiendo cada vez a mayorvelocidad en lugar de contraerse,como cabría esperar de acuerdo conlas leyes de la Física. Su naturaleza es,sin embargo, un misterio. Las observaciones del fondo deradiación cósmica, de las lentesgravitatorias y de las supernovas tipo Ia contribuirán alesclarecimiento de algunas de estascuestiones.

Figura 52.3. Hallazgo. Esta es la primeraimagen de un planeta extrasolar, obtenida con el telescopio VLT. La “a” corresponde a laestrella, GQ Lupi, y la “b” a su pequeñocompañero. Fuente: ESO/VLT.

230

¿Qué causó la inflacióncosmológica?

En los primeros momentos después delBig Bang y en un tiempo cortísimo, elUniverso se expandió de formaexponencial. En 10-32 segundos elUniverso se expandió en un factor 1060

(lo que podría equivaler a que unguisante alcanzara el tamaño de unagalaxia en un instante). Como ya sedescribió en esta serie de artículos, estefenómeno se conoce como la teoríainflacionaria del origen del Universo. El interrogante sobre qué produjo estaexpansión exponencial sigue abierto.

¿Cuándo y cómo se formaronlas primeras estrellas y galaxias?

Uno de los descubrimientos másimpactantes de la astronomía en los últimos dos años ha sido el deque en el Universo temprano yaexistían grandes cantidades de gasmolecular, que eventualmente

¿Vivimos solos en el Universo?

En los últimos años se han descubiertoalrededor de 150 planetas extrasolaresen la vecindad del Sol. Recientementese ha obtenido incluso la primeraimagen directa de alguno de ellosutilizando óptica adaptativa en uno delos telescopios del VLT (Very LargeTelescope; es una gran instalacióntelescópica formada por cuatrotelescopios de 8,2 metros situados enCerro Paranal, Chile). El objetivo de los astrofísicos en los próximos años consiste en la búsqueda de indiciosde actividad biológica en alguno de ellos.

Figura 52.4. Primeras estrellas. Modelogenerado por ordenador que muestra unaetapa en la formación de las primerasestrellas, treinta veces mayores que el Sol.Fuente: NASA.

231

podrían formar nuevas generacionesde estrellas. Este descubrimiento serealizó estudiando la galaxiaJ1148+5251, que se formó cuando elUniverso tenía una edad de 870millones de años, una edad muycorta en relación a la edad actualestimada para el Universo (13.700

millones de años). Las observacionesdetectaron la presencia de grandesmasas de gas molecular (monóxido de carbono, CO), equivalentes a lasque encontramos en las galaxiasgigantes hoy en día. Estos átomos de carbono y oxígeno se generaronnecesariamente en algunas de las

Figura 52.5. Chorro. La radiogalaxia M87muestra un chorro de materia que partedel núcleo y que se extiende a lo largo demiles de años luz de distancia. Fuente: HST.

Figura 52.6. Despedazada. Esta composición muestra cómo la fuerza gravitatoria de un agujeronegro atrae y destruye una estrella cercana. A la derecha, imágenes en rayos x y el óptico delfenómeno. Fuente: NASA/ESO.

primeras estrellas que se formaron, tan sólo unos 650 millonesde años después del Big Bang.Algunas de ellas explotaroncomo supernovas en los siguientes200 millones de años y enriquecieron el medio de carbonoy oxígeno. Este descubrimiento hasuscitado nuevos interrogantes sobrela naturaleza de las primeras estrellasy sobre cómo se formaron lasprimeras galaxias.

¿De dónde obtienen suenergía los chorros queemanan de los cuásares y los núcleos activos degalaxias?

Los chorros relativistas presentes en loscuásares y núcleos activos de galaxiasson los aceleradores de partículas máseficientes del Universo, pues aceleran

las partículas relativistas hasta distanciasde varios kilopársec. Gracias a lastécnicas radiointerferométricas, sedispone de imágenes de alta resoluciónangular de estos chorros. Sin embargo,no están claros todavía los procesosfísicos involucrados en la formación,colimación y aceleración de los chorroshasta velocidades relativistas (próximasa la velocidad de la luz); ni siquiera seconocen con certeza los procesos físicosque originan la actividad en galaxias.

¿Cuál es la naturaleza de los agujeros negros?

La comprensión de la naturaleza,formación y evolución de los agujerosnegros es un reto abierto. Con eldescubrimiento de los núcleos activosde galaxias surgió la necesidad deencontrar un mecanismo de emisiónque fuera capaz de liberar la cantidad

232

Figura 52.7. Evolución. Concepción artísticaque muestra un disco protoplanetarioalrededor de una estrella joven, a partirdel que se formarán los planetas.

233

tan enorme de energía que producenestos objetos. Se encontró que esaenergía debería tener un origengravitatorio, siendo producida por unobjeto muy masivo como pudieran serestrellas supermasivas, cúmulos estelareso agujeros negros. Diversos indiciosexperimentales favorecen la hipótesis deque en el interior de las galaxias activashay un agujero negro muy masivo (delorden de 1.000 millones de veces lamasa del Sol). La enorme fuerzagravitatoria que ejercen estos agujerosnegros atrae el gas y las estrellas de lasinmediaciones, que son materialmente“trituradas” por efectos de marea,formando el denominado disco deacrecimiento que está en rotacióndiferencial en torno al objeto masivo (la velocidad del gas aumenta conformedisminuye la distancia al agujeronegro). El modelo de “agujero negro + disco de acrecimiento” es el mássatisfactorio hoy en día para explicar laspropiedades de los núcleos activos degalaxias, pero la naturaleza de losagujeros negros es todavía un enigma.

¿Cómo se forman los planetas?

La cuestión de cómo se unen pequeñaspartículas de polvo, hielos y gas paraformar un planeta, sin ser previamentedevorados por el Sol, es un misterio. El descubrimiento de discos

protoplanetarios y de sistemasplanetarios en otras estrellas estáayudando a abordar estas cuestiones.Por ejemplo, el año pasado se obtuvo la imagen más nítida obtenida hasta el momento de un disco de polvoalrededor de una estrella, que revelaba estructuras que indicaban laexistencia de planetas en formación.Aunque no se puede ver directamentela imagen de los planetas, éstos revelansu presencia a través de su influenciagravitatoria, formando irregularidades,o grumos, en el mar de polvo que rodeala estrella. Hallazgos como éstepermitirán, en un futuro, mejorar lasteorías sobre la formación de sistemasplanetarios y ahondar en elconocimiento de cómo se formónuestro Sistema Solar.

Este libro terminó de imprimirseel día 17 de mayo de 2007 en los talleres

de Cyan, Proyectos y Producciones Editoriales, S.A.

Documents

Un viaje al Cosmos - ciudadciencia.es · Sistema Solar hasta el origen del Universo, pasando por la vida de las estrellas y la interacción de las galaxias, entre otros, siempre combinando