TEORÍAS 205
La relación masa-luminosidad PRINCIPALES CIENTÍFICOS: JAKOB KARL ERNST HALM • ARTHUR EDDINGTON Imagen de la estrella masiva conocida como eta Carinae, la cual supera el límite de masa-luminosidad.
BREVE HISTORIA DEL UNIVERSO
Cuando contemplamos el firmamento nocturno, vemos que cada estrella muestra un brillo diferente. Esto se debe en parte a que se encuentran a distintas distancias, pero también a que tienen un brillo intrínseco más o menos intenso que el de las demás. Su brillo relativo sigue un patrón. Las estrellas más pequeñas y menos masivas son las más tenues, y las más débiles tienen menos del 1 % de la luminosidad del Sol, mientras que las estrellas más masivas son las más brillantes y su luminosidad supera en decenas de miles de veces la del Sol. Esto se describe mediante la relación masa-luminosidad, propuesta por primera vez por el astrónomo alemán Jakob Karl Ernst Halm (1866-1944). Existe un límite teórico para el brillo de una estrella que se conoce como luminosidad de Eddington, en honor a sir Arthur Eddington (1882-1944), y que describe el
ESTRELLAS pág. 22 LA IGNICIÓN DEL SOL pág. 50 EL SOL pág. 126
brillo máximo que puede alcanzar una estrella mientras mantiene un delicado equilibrio entre la gravedad que empuja para contraer la estrella y la presión de los fotones liberados en el núcleo que sostienen el astro. Cuanto más masiva es la estrella, más intensa es la gravedad, lo que significa que necesita más fotones para sostenerse. Esto explica por qué son más brillantes estos monstruos estelares.
PRINCIPALES APORTACIONES No todas las estrellas se atienen al límite de luminosidad de Eddington. En ocasiones, algunas estrellas alcanzan un brillo mayor, sobre todo cuando sufren un estallido inestable, como suele ocurrir con muchas estrellas masivas. Un ejemplo lo ofrece estrella eta Carinae que, a pesar de estar a 7000 años luz de distancia, se convirtió durante un tiempo en la segunda estrella más brillante del cielo en el otoño de 1843, cuando experimentó un episodio violento. La causa aún se desconoce a día de hoy.
Gemma Lavender
Título original The Short Story of the Universe Diseño John Round Design Traducción Dulcinea Otero-Piñeiro Revisión científica David Galadí-Enríquez Preimpresión DL Imaging Ltd, Londres Coordinación de la edición en lengua española Cristina Rodríguez Fischer Primera edición en lengua española 2022 © 2022 Naturart. S.A. Editado por Blume Carrer de les Alberes, 52, 2.º Vallvidrera, 08017 Barcelona Tel. 93 205 40 00 E-mail: info@blume.net © 2022 Mark Fletcher © 2022 Laurence King Publishing Ltd., Londres (The Orion Publishing Group Ltd., Londres) ISBN: 978-84-19094-40-7 Depósito legal: B.7316-2022 Impreso en China Todos los derechos reservados. Queda prohibida la reproducción total o parcial de esta obra, sea por medios mecánicos o electrónicos, sin la debida autorización por escrito del editor. WWW.BLUME.NET Este libro se ha impreso sobre papel manufacturado con materia prima procedente de bosques de gestión responsable. En la producción de nuestros libros procuramos, con el máximo empeño, cumplir con los requisitos medioambientales que promueven la conservación y el uso responsable de los bosques, en especial de los bosques primarios. Asimismo, en nuestra preocupación por el planeta, intentamos emplear al máximo materiales reciclados, y solicitamos a nuestros proveedores que usen materiales de manufactura cuya fabricación esté libre de cloro elemental (ECF) o de metales pesados, entre otros.
página 10: el astrónomo estadounidense Edwin Hubble usando el telescopio Hooker de 100 pulgadas en el Observatorio Mount Wilson, Pasadena, California, Estados Unidos. página 32: el telescopio Hubble en 2002, cuando las tripulaciones espaciales instalaron paneles solares, una cámara, una unidad de control de energía, un conjunto de rueda de reacción y un sistema de enfriamiento experimental. El telescopio fue lanzado y desplegado por primera vez en 1990. página 60: el cometa McNaught fotografiado sobre el interior de Australia, 2007. página 192: Albert Einstein dando una conferencia en Viena en 1921.
BREVE HISTORIA DEL UNIVERSO Guía de bolsillo sobre estructuras, hitos, componentes y teorías del cosmos
Gemma Lavender
Contenido 6 9
Introducción Cómo usar este libro
ESTRUCTURAS 12 El universo 14 Espacio-tiempo 16 Distribución de la materia 18 Sistemas ligados 20 Materia difusa 22 Estrellas 24 Objetos no luminosos 26 Elementos químicos 28 Partículas subatómicas 30 Fuerzas fundamentales HITOS 34 Antes del principio 35 La Gran Explosión 36 El instante de la inflación 37 De la energía a la materia 38 Los tres primeros minutos 39 La forja de los elementos 40 Los inicios de la estructura 41 Luz y materia se separan 42 La Edad Oscura del cosmos 43 Las primeras estrellas 44 La muerte de los megasoles 45 Galaxias primigenias 46 Fusión de galaxias 47 Nace nuestra Galaxia 48 Reciclaje cósmico 49 Orígenes del Sistema Solar 50 La ignición del Sol 51 Creación de los planetas
52 53 54 55 56 57 58 59
El nacimiento de la Luna El orden de los planetas Absorción de los escombros La evolución del Sol El futuro del Sistema Solar La muerte del Sol El futuro lejano El destino del universo
COMPONENTES 62 Filamentos y huecos 64 Cúmulos y supercúmulos 66 Galaxias espirales 68 Galaxias elípticas 70 Galaxias irregulares 72 Galaxias enanas 74 Galaxias en interacción 76 Galaxias con formación estelar eruptiva 78 Radiogalaxias 80 Galaxias Seyfert y LINER 81 Cuásares y blázares 82 El Grupo Local 84 La Galaxia 86 El halo y los cúmulos estelares globulares 88 Brazos espirales 89 El centro galáctico 90 Nebulosas de formación estelar 92 Glóbulos de Bok 93 Estrellas jóvenes 94 Exoplanetas 96 Cúmulos estelares abiertos 98 Estrellas de la secuencia principal 100 Enanas rojas y marrones 102 Estrellas monstruosas 104 Estrellas Wolf-Rayet 106 Estrellas variables
108 110 112 114 116 118 120 122 124 126 128 130 132 134 138 140 142 144 148 150 152 154 156 158 160 162 164 166 168 170 172 174 176 178 180 181
Estrellas binarias y múltiples Gigantes rojas Nebulosas planetarias Enanas blancas Supernovas Remanentes de supernova Púlsares Agujeros negros estelares El Sistema Solar El Sol Actividad solar Mercurio Venus Tierra La Luna Objetos cercanos a la Tierra (NEO) Meteoritos Marte El cinturón de asteroides Ceres Vesta Júpiter Ío Europa Ganimedes Calisto Saturno Los anillos de Saturno Titán Encélado Jápeto Urano Satélites de Urano Neptuno Tritón Centauros
182 184 186 188 190
Plutón y Caronte El cinturón de Kuiper y sus miembros Éride y el disco disperso Cometas Sedna y la nube de Oort
TEORÍAS 194 La teoría de la Gran Explosión (Big Bang) 195 La inflación cósmica 196 Relatividad especial 197 Relatividad general 198 El multiverso 199 Acreción por colisión (formación del Sistema Solar) 200 Migración planetaria 201 La gravitación universal 202 La espectroscopia estelar 203 El desplazamiento al rojo y el efecto Doppler 204 La estructura estelar 205 La relación masa-luminosidad 206 La fuente energética de las estrellas 207 La evolución estelar 208 La nucleosíntesis estelar 209 La formación estelar 210 Panspermia 211 Ondas de densidad y estructura de galaxias 212 La evolución de las galaxias 213 Núcleos activos de galaxias 214 Materia oscura 215 Energía oscura 216 Índice 224 Créditos de las imágenes
26 ESTRUCTURAS
Elementos químicos MARGARET BURBIDGE, GEOFFREY BURBIDGE, WILLIAM FOWLER AND FRED HOYLE: SYNTHESIS OF THE ELEMENTS IN STARS [«SÍNTESIS DE LOS ELEMENTOS DE LAS ESTRELLAS»] • UNIVERSIDAD DE CAMBRIDGE, REINO UNIDO, Y CALTECH, ESTADOS UNIDOS • 1957 CECILIA PAYNEGAPOSCHKIN, 1900-1979 Como el hidrógeno y el helio son los elementos más comunes del universo, también son los componentes principales de las estrellas, algo que descubrió Cecilia Payne-Gaposchkin en 1925. Al principio otros astrónomos intentaron disuadirla de esta conclusión contraria al consenso de la época, pero a Payne-Gaposchkin le bastaron cuatro años para demostrar que estaba en lo cierto.
El elemento más abundante en todo el universo es el hidrógeno, que representa el 74 % de toda la materia. Es un átomo simple, compuesto por dos partículas subatómicas, un electrón y un protón, y esto lo convierte en el átomo más ligero de la tabla periódica. El hidrógeno se formó durante los tres primeros minutos del universo, y no fue el único: al mismo tiempo que él también se formaron el helio y un poco de litio. El helio es el segundo elemento más abundante del universo, y conforma en torno al 24 % del mismo. La tabla periódica consiste en 92 elementos naturales, y todos ellos, aparte de los mencionados, se formaron más tarde gracias a las estrellas. Las reacciones nucleares que tienen lugar en estrellas similares al Sol producen carbono, nitrógeno y oxígeno, mientras que las estrellas más masivas forman elementos más pesados, como el silicio y el hierro. Cuando estas estrellas masivas explotan, forjan elementos adicionales, como el níquel y el cinc, en el horno de las supernovas, mientras que las colisiones entre estrellas de neutrones (que son los densos núcleos estelares que quedan tras las estrellas convertidas en supernovas) llegan a producir elementos metálicos preciosos, como oro y platino. En definitiva, todos los elementos se forman en el espacio.
Otras publicaciones Cecilia Payne-Gaposchkin, Stellar Atmospheres; A Contribution to the Observational Study of High Temperature in the Reversing Layers of Stars [«Atmósferas estelares; una contribución al estudio observacional de alta temperatura en las capas de inversión de las estrellas»], 1925 Ralph Alpher, Hans Bethe y George Gamow, The Origin of Chemical Elements [«El origen de los elementos químicos»], 1948 Consorcio LIGO et al., Multi-Messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger [«Observaciones multimensajero de la coalescencia de una estrella de neutrones binaria»], 2017
LOS TRES PRIMEROS MINUTOS pág. 38 LA FORJA DE LOS ELEMENTOS pág. 39
ESTRUCTURAS 27
La nebulosa del Cangrejo es el remanente de una supernova y contiene gran riqueza de elementos pesados que se formaron tanto en el interior de la estrella que explotó como durante el violento estallido del astro en forma de supernova.
RECICLAJE CÓSMICO pág. 48 LA NUCLEOSÍNTESIS ESTELAR pág. 208
56 HITOS
El futuro del Sistema Solar PRINCIPALES CIENTÍFICOS: JULIANA SACKMANN • KATHLEEN KRAEMER • ARNOLD BOOTHROYD Cuando el Sol se hinche hasta convertirse en gigante roja, los planetas que orbitan a su alrededor no podrán apartarse de ella. Las capas hinchadas engullirán Mercurio y Venus y los destruirán. Con el tiempo llegarán hasta la Tierra, y muy posiblemente también la engullirán. Que la Tierra sea engullida o no por el Sol dependerá del tamaño que alcance este último, pero ninguna de las alternativas será benigna para nuestro planeta. A medida que se vaya acercando el borde de la gigante roja, la intensidad de la radiación y el calor fundirán la superficie de la Tierra antes de vaporizarla, al tiempo que irán despojándola de su atmósfera. Al final, nuestro planeta quedará convertido en una costra, un mero núcleo de hierro denso. Es posible que Marte se libre de que el Sol lo alcance, y durante algún tiempo se calentará
T= ~20 000 millones de años
lo suficiente para albergar agua líquida, pero esta también acabaría evaporándose. Tal vez tengan mejor destino los satélites helados de los planetas exteriores. A medida que el Sol se vuelva más brillante y más grande, la zona habitable se desplazará hacia el exterior, lo que tal vez dote de vida a satélites con océanos como Titán, Europa y Encélado.
PRINCIPALES APORTACIONES En 1997, los científicos Ralph Lorenz (nacido en 1969), Jonathan Lunine (nacido en 1959) y Chris McKay (nacido en 1954) revelaron que cuando el Sol se convierta en gigante roja es posible que se formen océanos y gran cantidad de compuestos orgánicos en Titán, un satélite de Saturno que hoy es un objeto gélido rico en hielo de agua e hidrocarburos capaces de formar los elementos esenciales de las moléculas orgánicas para la biología. Sin embargo, el periodo de habitabilidad solo duraría unos pocos cientos de millones de años.
A medida que el Sol se expanda para convertirse en gigante roja, se irá hinchando en el cielo de la Tierra hasta que engulla Mercurio y Venus y al final también nuestro planeta.
GIGANTES ROJAS pág. 110 EUROPA pág. 158
HITOS 57
La muerte del Sol PRINCIPALES CIENTÍFICOS: WILLIAM HERSCHEL • ARTHUR EDDINGTON • HENRY NORRIS RUSSELL • EDWARD PICKERING • WILLIAMINA FLEMING A medida que el Sol evolucione hacia la fase de gigante roja, su núcleo continuará contrayéndose bajo la gravedad y su temperatura aumentará hasta los 100 millones de grados Celsius (en la actualidad ronda los 15 millones). A esta temperatura, las reacciones de fusión del helio empezarán a crear carbono, y de este modo el Sol tendrá una segunda vida. A medida que se agote el helio del núcleo, la temperatura central del Sol seguirá aumentando hasta alcanzar los 300 millones de grados, lo bastante alta como para prender todo el núcleo de helio de golpe, lo que provocará una explosión conocida como «flash del helio». A continuación, se producirá la combustión del helio en una capa alrededor del núcleo. Estos serán los últimos días del Sol. La estrella se volverá inestable con la quema de esa envoltura y empezará a pulsar, lo que
T= ~20 000 millones de años
la despojará de un poco de masa con cada pulso. Las capas exteriores del Sol se hincharán y crearán una bella nebulosa planetaria hasta dejar el núcleo al descubierto, un resto del astro que se convertirá en enana blanca.
PRINCIPALES APORTACIONES Muchas nebulosas planetarias presentan formas de una simetría preciosa que recuerdan a mariposas o medusas cósmicas. Observaciones y modelos recientes apuntan a que las formas más complejas de las nebulosas planetarias fueron creadas por sistemas estelares binarios, en lugar de estrellas individuales como el Sol. Esto implicaría que, cuando el Sol fenezca, dejará tras de sí una nebulosa planetaria bastante insulsa comparada con las fabulosas figuras retorcidas y enroscadas que exhiben otros objetos de esta categoría. Representación artística de las últimas fases del Sol, que irá incrementando su tamaño a medida que agote su energía.
NEBULOSAS PLANETARIAS pág. 112 ENANAS BLANCAS pág. 114 LA EVOLUCIÓN ESTELAR pág. 207
204 TEORÍAS
La estructura estelar PRINCIPALES CIENTÍFICOS: VIRGINIA TRIMBLE • CARL HANSEN • CECILIA PAYNE-GAPOSCHKIN Fotografía de la astrónoma estadounidense Cecilia PayneGaposchkin, cuyos datos se utilizaron para determinar los derroteros de la evolución estelar. En su tesis postdoctoral propuso que las estrellas están formadas principalmente por hidrógeno y helio.
Los fotones que liberan las reacciones nucleares que se producen en el seno de las estrellas emprenden un viaje hacia la superficie de la misma, llamada fotosfera, que llega a durar un millón de años. Tardan tanto porque la elevada densidad en el interior del núcleo hace que los fotones se esparzan en su interacción con los electrones, lo que obstaculiza su avance hacia la superficie. La primera región situada fuera del núcleo estelar es la zona radiativa, que es donde los fotones transportan hacia arriba la energía de la estrella. La zona radiativa del Sol abarca alrededor de dos tercios de su radio. El último tercio lo conforma la zona convectiva, que es donde las corrientes de convección ascendentes transportan la energía hasta la fotosfera. (Las estrellas enanas rojas carecen de zona radiativa, y toda su estructura es convectiva).
La energía que genera la estrella se emite al fin en forma de luz en la fotosfera, pero esa luz debe viajar a través de la cromosfera, una franja estrecha de gas de baja densidad. Más allá se encuentra la corona, un halo inmenso de gas caliente a millones de grados que no es frecuente ver en el Sol, salvo cuando se produce un eclipse solar total y la Luna oculta por completo el disco de este astro.
PRINCIPALES APORTACIONES Al igual que ocurre con todas las estrellas, el influjo del Sol llega más allá de los planetas y el viento solar forma una burbuja magnética llamada heliosfera. Las sondas Voyager 1 y 2 de la NASA, lanzadas en 1977, atravesaron la heliopausa, que es el límite final de la heliosfera, en 2012 y 2018 respectivamente, y ahora surcan el espacio interestelar.
ESTRELLAS pág. 22 ESTRELLAS DE LA SECUENCIA PRINCIPAL pág. 98 ENANAS ROJAS Y MARRONES pág. 100
TEORÍAS 205
La relación masa-luminosidad PRINCIPALES CIENTÍFICOS: JAKOB KARL ERNST HALM • ARTHUR EDDINGTON Imagen de la estrella masiva conocida como eta Carinae, la cual supera el límite de masa-luminosidad.
Cuando contemplamos el firmamento nocturno, vemos que cada estrella muestra un brillo diferente. Esto se debe en parte a que se encuentran a distintas distancias, pero también a que tienen un brillo intrínseco más o menos intenso que el de las demás. Su brillo relativo sigue un patrón. Las estrellas más pequeñas y menos masivas son las más tenues, y las más débiles tienen menos del 1 % de la luminosidad del Sol, mientras que las estrellas más masivas son las más brillantes y su luminosidad supera en decenas de miles de veces la del Sol. Esto se describe mediante la relación masa-luminosidad, propuesta por primera vez por el astrónomo alemán Jakob Karl Ernst Halm (1866-1944). Existe un límite teórico para el brillo de una estrella que se conoce como luminosidad de Eddington, en honor a sir Arthur Eddington (1882-1944), y que describe el
ESTRELLAS pág. 22 LA IGNICIÓN DEL SOL pág. 50 EL SOL pág. 126
brillo máximo que puede alcanzar una estrella mientras mantiene un delicado equilibrio entre la gravedad que empuja para contraer la estrella y la presión de los fotones liberados en el núcleo que sostienen el astro. Cuanto más masiva es la estrella, más intensa es la gravedad, lo que significa que necesita más fotones para sostenerse. Esto explica por qué son más brillantes estos monstruos estelares.
PRINCIPALES APORTACIONES No todas las estrellas se atienen al límite de luminosidad de Eddington. En ocasiones, algunas estrellas alcanzan un brillo mayor, sobre todo cuando sufren un estallido inestable, como suele ocurrir con muchas estrellas masivas. Un ejemplo lo ofrece estrella eta Carinae que, a pesar de estar a 7000 años luz de distancia, se convirtió durante un tiempo en la segunda estrella más brillante del cielo en el otoño de 1843, cuando experimentó un episodio violento. La causa aún se desconoce a día de hoy.
204 TEORÍAS
La estructura estelar PRINCIPALES CIENTÍFICOS: VIRGINIA TRIMBLE • CARL HANSEN • CECILIA PAYNE-GAPOSCHKIN Fotografía de la astrónoma estadounidense Cecilia PayneGaposchkin, cuyos datos se utilizaron para determinar los derroteros de la evolución estelar. En su tesis postdoctoral propuso que las estrellas están formadas principalmente por hidrógeno y helio.
Guía de bolsillo sobre estructuras, hitos, componentes y teorías Los fotones que liberan las reacciones La energía que genera la estrella se emite del cosmos nucleares que se producen en el seno de las al fin en forma de luz en la fotosfera, pero esa estrellas emprenden un viaje hacia la superficie de la misma, llamada fotosfera, que llega a durar un millón de años. Tardan tanto porque la elevada densidad en el interior del núcleo hace que los fotones se esparzan en su interacción con los electrones, lo que obstaculiza su avance hacia la superficie. La primera región situada fuera del núcleo estelar es la zona radiativa, que es donde los fotones transportan hacia arriba la energía de la estrella. La zona radiativa del Sol abarca alrededor de dos tercios de su radio. El último tercio lo conforma la zona convectiva, que es donde las corrientes de convección ascendentes transportan la energía hasta la fotosfera. (Las estrellas enanas rojas carecen de zona radiativa, y toda su estructura es convectiva).
luz debe viajar a través de la cromosfera, una franja estrecha de gas de baja densidad. Más allá se encuentra la corona, un halo inmenso de gas caliente a millones de grados que no es frecuente ver en el Sol, salvo cuando se produce un eclipse solar total y la Luna oculta por completo el disco de este astro.
PRINCIPALES APORTACIONES Preservamos Al igual que ocurre con todas las estrellas, el influjoel medio ambiente • Reciclamos y reutilizamos. del Sol llega más allá de los planetas y el• Usamos viento solar papel de bosques gestionados de manera responsable. forma una burbuja magnética llamada heliosfera. Las sondas Voyager 1 y 2 de la NASA, lanzadas en 1977, ISBN 978-84-19094-40-7 atravesaron la heliopausa, que es el límite final de la heliosfera, en 2012 y 2018 respectivamente, y ahora surcan el espacio interestelar.
ESTRELLAS pág. 22 ESTRELLAS DE LA SECUENCIA PRINCIPAL pág. 98 ENANAS ROJAS Y MARRONES pág. 100