EL COSMOS EN EL CUERPO
2

Al mantenerse constante la radiación del Sol, la temperatura en nuestro planeta permitió agua líquida y una atmósfera. Con estas condiciones los seres vivientes lograron pasar de organismos unicelulares a conjuntos de células de diversos tipos que se integraron para evolucionar hasta formarnos.

Julieta Fierro Gossman

⏱ Lectura 10 min.

C2-A1

LA EVOLUCIÓN ESTELAR

Galaxia Sombrero / Imagen cortesía © Stéphane Guisard, «Los Cielos de America» , Thierry Demange, «Cap Nature»

ESTRELLAS Y MATERIA

Todas las estrellas se forman a partir de nubes de materia interestelar. La densidad del universo temprano no fue homogénea; así que dónde la aglomeración de materia fue mayor, la fuerza de gravedad fue lo suficiente para crear conglomerados gaseosos donde se aglutinó la materia para formar una estrella. La fuerza de gravedad es una fuerza central, atrae a la materia hacia su centro, por eso la Tierra, la Luna y el Sol son esferas. Una estrella se enciende cuando la densidad y temperatura en el interior son tan elevadas que inician reacciones termonucleares.

Durante el inicio de la expansión del universo, la energía del vacío fue la que se transformó en la materia.

De manera muy simplificada en los núcleos estelares se fusiona hidrógeno para formar helio. Cuando ocurre este proceso, parte de la masa de los átomos originales de hidrógeno se transforma en energía. Tal y como lo predijo Albert Einstein: E = mc2. E representa la energía creada, m la cantidad de masa que se transforma en energía y c2 es la velocidad de la luz al cuadrado. c2 es una constante, para todo fin práctico un número muy grande. La masa de un átomo de helio es menor que la de los átomos de hidrógeno que lo constituyeron. Así que una pequeña cantidad de materia se transforma en una cantidad enorme de energía. Es interesante notar que durante el inicio de la expansión del universo, la energía del vacío fue la que se transformó en la materia. Para comprender ese evento también aplicamos la fórmula E = mc2

Durante la mayor parte de su existencia, las estrellas brillan porque producen energía transformando hidrógeno en helio. Por ejemplo el Sol, que está a la mitad de su evolución, ha pasado 4 mil 600 millones de años fusionando hidrógeno en helio. Como mencionamos antes, para que haya reacciones termonucleares en las estrellas se requiere una densidad y temperatura elevadas, ya que los protones de hidrógeno deben unirse entre sí venciendo la fuerza de repulsión eléctrica que tiende a separarlos. Si disminuye la temperatura de una estrella, la tasa de reacciones baja y la estrella se contrae, así que aumenta su densidad y se eleva el número de reacciones termonucleares. Por esta razón, las estrellas como el Sol están en equilibrio, es decir producen la misma cantidad de energía durante miles de millones de años. 

La vida incipiente que se formó en la Tierra pudo evolucionar gracias a esta cualidad de las estrellas. Al mantenerse constante la radiación del Sol, la temperatura de nuestro planeta se ha mantenido en un rango tal que puede existir agua líquida y retener una atmósfera. Esto a su vez ha permitido los cambios graduales en los seres vivientes que han logrado pasar de organismos unicelulares a conjuntos de células de diversos tipos que se integraron para evolucionar hasta formarnos como mamíferos y seres humanos. Este proceso tomó 3 mil 800 millones de años y continuará al menos otros 4 mil 600 millones de años, mientras el Sol siga transformando cada segundo 4.3 toneladas de materia en energía. A menos que ocurra algún fenómeno catastrófico, por ejemplo que un objeto como la Luna impacte sobre la Tierra. Mientras tanto, los humanos seguiremos evolucionando. Hace tan sólo 150 mil años había todavía cromañones y neandertales, ahora somos homo sapiens sapiens. Sería fascinante poder observar las modificaciones de nuestra especie dentro de algunos millones de años.

Las estrellas fabrican en sus núcleos carbono, nitrógeno y oxígeno a partir de helio.

Cuando las estrellas agotan el hidrógeno de sus núcleos, comienzan a fusionar helio. En general, los átomos de helio tienen cuatro partículas en el núcleo: dos protones y dos neutrones. Así que si se fusionan cuatro átomos de helio obtendremos un átomo con 16 partículas en el núcleo: el oxígeno. Y si se fusionan tres obtendremos carbono 12. Existen isótopos tanto de hidrógeno como de helio. Así el deuterio tiene un protón y un neutrón y existen átomos de helio que tienen dos protones y un solo neutrón. Las estrella fusionan dos átomos de deuterio para formar uno de helio y diversos isótopos de helio para formar nitrógeno. Así, las estrellas fabrican en sus núcleos carbono, nitrógeno y oxígeno a partir de helio. Carbono, nitrógeno y oxígeno son los elementos más abundantes en el universo, después del hidrógeno y el helio. Por número de átomos el 90% de la materia común del universo es hidrógeno, el 8% helio y poco menos del 2% restante es carbono, oxígeno.

 

En los núcleos de las estrellas más masivas se fusionan los distintos desde el hidrógeno hasta llegar al hierro / Hall

Una vez que las estrellas más masivas han consumido todo el helio de sus núcleos, comienzan a fusionar los elementos del núcleo en elementos más pesados hasta llegar al hierro. Así forman silicio y neón por ejemplo.

Una vez que las estrellas más masivas han consumido todo el helio de sus núcleos, comienzan a fusionar los elementos del núcleo en elementos más pesados hasta llegar al hierro. Así forman silicio y neón por ejemplo. Para fusionar hierro en elementos más pesados se requiere de energía. Y por eso las reacciones termonucleares en los núcleos estelares no forman elementos químicos más allá del hierro.

Cuando las estrellas terminan su evolución pierden materia, ya sea por medio de vientos estelares o por explosiones. Cuando estallan lo hacen con tal fuerza que fusionan los núcleos atómicos para formar los elementos químicos más pesados. Dado que este proceso de formación de nuevos elementos es menor que el producido durante las reacciones termonucleares los elementos químicos más pesados que el hierro son los menos abundantes.

Las estrellas más masivas de todas explotan al final de su evolución, creando nuevos elementos, fusionando elementos preexistentes con neutrones durante el proceso. Gracias a esas explosiones existen sustancias como el plomo o el oro.

Conforme se suceden las generaciones estelares, el medio interestelar, las nubes de gas y de polvo donde nacerán las nuevas estrellas, poseen cada vez una mayor cantidad de elementos químicos distintos al hidrógeno y al helio que se formaron hace 13 mil 800 millones de años.

C2-A2.jpg

Total eclipse over Ahu NauNau on Anakena beach, Rapa Nui (Easter Island) / Imagen cortesía © Stéphane Guisard, ‘Los Cielos de America’

LUZ

En general, los astrónomos no podemos viajar a los astros, así que realizamos la investigación analizando lo que nos llega del espacio, especialmente la radiación; de las que forman parte la luz visible y las ondas de radio. Los astrónomos suelen emplear telescopios para tomar imágenes y sobre todo para analizar el tipo de radiación que reciben. Por ejemplo, una estrella como el Sol produce luz de varios colores que podemos apreciar cuando vemos un arco iris. Cada astro produce una gama de colores distinta, dependiendo de su composición química, densidad, temperatura y velocidad. Así analizando la radiación, no sólo en luz visible sino en otras frecuencias como los rayos X, las microondas y las ondas de radio, podemos conocer las propiedades físicas de objetos tan diversos como estrellas, nubes interestelares y galaxias.

Para analizar la composición química en el universo se pueden emplear las nubes de gas brillante dónde están naciendo estrellas nuevas. Estas cunas de formación estelar suelen ser muy brillantes así que se pueden observar aunque estén a grandes distancias. En la Tierra se pueden analizar las gamas de colores, los espectros, de los gases incandescentes de distintos elementos químicos y conocer qué colores emiten, dependiendo de su temperatura. Podemos comparar las fuentes celestes con las terrestres y así determinar la composición química de las nubes de formación estelar.

Conocemos las propiedades de los astros mediante el análisis de la radiación electromagnética: temperatura, densidad, composición química, velocidad. Además, con las imágenes que tomamos de los astros, podemos determinar su distribución y así tener una idea del universo observable del que formamos parte.

El universo observable es una fracción minúscula del universo.

Sin embargo, sabemos que existe mucho más de lo que podemos observar. Pero mucho más. Y un ejemplo es la materia oscura. Sólo observamos la luz de los astros que logra llegar hasta nosotros, pero debido a la expansión del universo y a la inmensidad del cosmos, existen objetos celestes que jamás lograremos detectar. Es decir el universo observable es una fracción minúscula del universo. Algunas teorías modernas sugieren también que existen una multitud de universos: el megaverso o Universo con mayúscula. Estos universos se pueden estar creando continuamente, tener condiciones físicas distintas a las nuestras, incluso producir nuevos universos. Es decir nuestra ignorancia sobre el Universo es infinita, pero a pesar de ello, lo que conocemos es extraordinario.

PARTE 1siguientePARTE 3

[shareaholic app="share_buttons" id="18675422"]
[dot_recommends]

El autor

Julieta Fierro Gossman ■ Investigadora en el Instituto de Astronomía de la UNAM y Profesora de la Facultad de Ciencias. Miembro de la Academia Mexicana de la Lengua y Honorable Miembro de la Royal Astronomical Society de Canadá. Fue Directora General de Divulgación de la Ciencia de la UNAM. Recibió las preseas Kalinga de la UNESCO, Klumpke-Roberts de la Sociedad Astronómica del Pacífico, Primo Rovis del Centro de Astrofísica Teórica de Trieste, Sor Juana Inés de la Cruz de la UNAM, Medalla de la Sociedad Astronómica de México, entre muchos otros.