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Astrofísica para etapasclavesEl destino del universo..

ContenidosArtículos

Clasificación estelar 1Materia oscura 4Teoría del Big Bang 15Ley de Hubble 29Evolución estelar 34Espectroscopía 45Cúmulo abierto 49

ReferenciasFuentes y contribuyentes del artículo 60Fuentes de imagen, Licencias y contribuyentes 61

Licencias de artículosLicencia 62

Clasificación estelar 1

Clasificación estelarLas estrellas pueden clasificarse a partir de la temperatura efectiva de sus fotosferas siguiendo la ley de Wien. Estatarea se complica en el caso de estrellas distantes. La espectroscopia permite entonces una mejor clasificaciónatendiendo a sus líneas de absorción. Una clasificación inicial se formuló en el siglo XIX organizando las estrellas entipos espectrales de la A a la P, siendo este el origen de los modernos tipos espectrales.

Clasificación gravitacional de estrellasLas pueden clasificar de acuerdo a cuatro criterios gravitacionales instaurados recientemente por la UniónAstronómica Internacional en el 2006.

Clasificación por centro gravitacional estelarEl primer criterio es la presencia o ausencia de un centro gravitacional estelar, es decir si forman parte de un SistemaEstelar. Las estrellas que forman parte de un sistema estelar (presencia de centro gravitacional estelar) se denominanestrellas sistémicas. Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar)se denominan estrellas solitarias.

Clasificación de estrellas sistémicas por posiciónSi una estrella es sistémica (forma parte de un sistema estelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las estrellas centralesson aquellas estrellas sistémicas que actúan como centro gravitacional de otras estrellas. Esto quiere decir que otrasestrellas las orbitan. Las estrellas sistémicas que orbitan a una estrella central se denominan estrellas satélites, lascuales forman el segundo tipo.

Clasificación de estrellas por agrupación gravitacionalEsta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otrasestrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares eindependientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas y además esta unión no se debe a lapresencia de un centro gravitacional estelar; es decir ninguna estrella gira alrededor de otra y sin embargo seencuentran unidas gravitacionalmente.Las estrellas cumulares son aquellas que forman cúmulos estelares. Si el cúmulo es globular, las estrellas se atraenpor gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo es abierto, las estrellas se atraen por gravitación endonde el centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en comúnque las mantiene unidas). Las estrellas independientes son aquellas que no forman cúmulos estelares con ningunaotra estrella. Sin embargo, hay estrellas independientes que sí forman parte de un sistema estelar pues orbitan algunaestrella o son centro de otras. Este sería el caso de estrellas sistémicas-independientes.

Clasificación estelar 2

Clasificación de estrellas por sistema planetarioLas estrellas que poseen un sistema planetario en donde ellas son centro gravitacional y los demás cuerpos celesteslas orbitan se denominan estrellas planetarias. Las estrellas únicas son aquellas que no poseen un sistema planetarioorbitante. Entiéndase por sistema planetario cualquier cuerpo celeste (planeta, asteroide, cometa) que orbita unaestrella.

Clasificación según magnitudesEste sistema de clasificación proviene originalmente del astrónomo griego Hiparco, quién en el año 134 AC habíaclasificado las estrellas en seis magnitudes de acuerdo con su brillo. Hiparco asignó la magnitud 1 a las 20 estrellasmás brillantes del firmamento y fue asignando valores mayores a estrellas cada vez más débiles hasta asignar lamagnitud 6 a estrellas apenas visibles a simple vista. Este esquema fue adoptado posteriormente por el astrónomoegipcio Ptolomeo y transmitido en la tradición astronómica occidental.Actualmente la clasificación por magnitudes aparentes es más bien complementaria a los dos grandes tipos declasificación: el de tipo espectral y el de clases de luminosidad.

Clasificación por tipos espectralesConocida también como Clasificación espectral de Harvard, ya que lo comenzó a esbozar Edward CharlesPickering de la Universidad Harvard en el año 1890, y que perfecciono Annie Jump Cannon de la misma universidaden 1901. Esta clasificación estelar es la más utilizada en astronomía.

Clasificación por clases de luminosidadEn la década de 1940 se inició un nuevo proyecto de clasificación complementaria en el Observatorio Yerkes. Setrataba de una clasificación basada en líneas espectrales sensibles a la gravedad estelar e introducida en el año 1943por William W. Morgan, Phillip C. Keenan y Edith Kellman, razón por la que en ocasiones se le conoce tambiéncomo clasificación de Morgan Keenan Kellman o simplemente MKK.Al utilizarse líneas espectrales sensibles a la gravedad de la superficie se obtiene información sobre la densidad delas estrellas. Como el radio de una estrella gigante es muy superior al de una enana blanca de la misma masa, lagravedad es muy diferente manifestándose en la intensidad y en la forma de las líneas espectrales. Esta clasificaciónno sustituye a la anterior sino que la complementa.Del mismo modo el observatorio Yerkes propuso una subdivisión de la clasificación de Harvard utilizandosubíndices, por ejemplo, de la A1 a la A9. De este modo y utilizando ambos sistemas de clasificación es posibleafinar en el tipo espectral. Se distinguen las siguientes clases de luminosidad:

Clase Descripción

0 Hipergigantes

Ia Supergigantes muy luminosas

Ib Supergigantes de menor brillo

II Gigantes luminosas

III Gigantes

IV Subgigantes

V Estrellas enanas de la secuencia principal

VI Subenanas (poco utilizada)

VII Enanas blancas (poco utilizada)

Clasificación estelar 3

Las clases de luminosidad no se deben confundir con las fases evolutivas de una estrella. Por ejemplo, una estrella demasa y metalicidad similar al Sol pasa por las fases sucesivas de secuencia principal, subgigante, gigante roja,apelotonamiento rojo y rama asintótica gigante. En la primera de esas fases, la estrella pertenece a la clase deluminosidad V, en la segunda a la de luminosidad IV y en las tres últimas a la de luminosidad III. Como se puedever, en las dos primeras fases hay una correspondencia entre los nombres de las clases de luminosidad y los de lasfases. Sin embargo, en las tres últimas la estrella se mantiene como una gigante (clase de luminosidad) a lo largo detres fases evolutivas distintas. Dado que durante esas tres fases la temperatura efectiva de la estrella es baja, su colores rojo, por lo que no es infrecuente ni incorrecto decir que la estrella es una 'gigante roja' (en el sentido de clase deluminosidad + color), pero es importante aclarar que solamente en la primera de las fases es una 'gigante roja' en elsentido evolutivo. En otras palabras, cuando una estrella de masa y metalicidad solares pasa por las fases evolutivasdel apelotonamiento rojo y de la rama asintótica gigante, se puede decir que es una gigante roja aunque ése no sea suestado evolutivo. Éste es un caso en el que el lenguaje es poco claro por motivos históricos y puede inducir aconfusión.Otros ejemplos de confusión entre la clase de luminosidad y la fase evolutiva se dan para estrellas de masa superioral Sol. Cuando una estrella de 7 masas solares se convierte en una gigante roja (fase evolutiva) su clase deluminosidad es II (gigante luminosa) y no III (gigante). Una estrella de 30 masas solares adquiere una clase deluminosidad I (supergigante) mientras sigue quemando hidrógeno en su núcleo, lo que es la definición de la faseevolutiva de secuencia principal.

Véase también• Objeto astronómico• Tipo espectral (estelar)• Tipo espectral (asteroides)

Materia oscura 4

Materia oscura

Imagen compuesta del cúmulo de galaxias CL0024+17 tomadapor el telescopio espacial Hubble muestra la creación de unefecto de lente gravitacional producto, en gran parte, de la

interacción gravitatoria con la materia oscura.

En astrofísica y cosmología física se denomina materiaoscura a la materia hipotética de composición desconocidaque no emite o refleja suficiente radiación electromagnéticapara ser observada directamente con los medios técnicosactuales pero cuya existencia puede inferirse a partir de losefectos gravitacionales que causa en la materia visible, talescomo las estrellas o las galaxias, así como en lasanisotropías del fondo cósmico de microondas presente enel universo. No se debe confundir la materia oscura con laenergía oscura.

De acuerdo con las observaciones actuales de estructurasmayores que una galaxia, así como la cosmología del BigBang, la materia oscura constituye del orden del 21% de lamasa del Universo observable y la energía oscura el 70%.[1]

Fritz Zwicky la utilizó por primera vez para declarar elfenómeno observado consistente con las observaciones demateria oscura como la velocidad rotacional de las galaxiasy las velocidades orbitales de las galaxias en los cúmulos,las lentes gravitacionales de objetos de fondo por los cúmulos de galáxias así como el Cúmulo Bala (1E 0657-56) yla distribución de temperatura de gas caliente en galaxias y cúmulos de galaxias. La materia oscura también juega unpapel central en la formación de estructuras y la evolución de galaxias y tiene efectos medibles en la anisotropía dela radiación de fondo de microondas. Todas estas líneas de pruebas sugieren que las galaxias, los cúmulos degalaxias y el Universo como un todo contienen mucha más materia que la que interactúa con la radiaciónelectromagnética: lo restante es llamado "el componente de materia oscura".

La composición de la materia oscura se desconoce, pero puede incluir neutrinos ordinarios y pesados, partículaselementales recientemente postuladas como los WIMPs y los axiones, cuerpos astronómicos como las estrellasenanas y los planetas (colectivamente llamados MACHO) y las nubes de gases no luminosos. Las pruebas actualesfavorecen los modelos en que el componente primario de la materia oscura son las nuevas partículas elementalesllamadas colectivamente materia oscura no bariónica.El componente de materia oscura tiene bastante más masa que el componente "visible" del Universo.[2] En elpresente, la densidad de bariones ordinarios y la radiación en el Universo se estima que son equivalentesaproximadamente a un átomo de hidrógeno por metro cúbico de espacio. Sólo aproximadamente el 5% de ladensidad de energía total en el Universo (inferido de los efectos gravitacionales) se puede observar directamente. Sepiensa que en torno al 23% está compuesto de materia oscura. El 72% restante se piensa que consiste de energíaoscura, un componente incluso más extraño, distribuido difusamente en el espacio.[3] Alguna materia bariónicadifícil de detectar realiza una contribución a la materia oscura, aunque algunos autores defienden que constituye sólouna pequeña porción.[4] [5] Aun así, hay que tener en cuenta que del 5% de materia bariónica estimada, la mitad deella todavía no se ha encontrado, por lo que se puede considerar materia oscura bariónica: Todas las estrellas,galaxias y gas observable forman menos de la mitad de los bariones que se supone debería haber y se cree que todaesta materia puede estar distribuida en filamentos gaseosos de baja densidad formando una red por todo el universo yen cuyos nodos se encuentran los diversos cúmulos de galaxias. Recientemente (mayo de 2008) el telescopioXMM-Newton de la agencia espacial europea ha encontrado pruebas de la existencia de dicha red de filamentos.[6]

Materia oscura 5

La determinación de la naturaleza de esta masa ausente es uno de los problemas más importantes de la cosmologíamoderna y la física de partículas. Se ha puesto de manifiesto que los nombres "materia oscura" y la "energía oscura"sirven principalmente como expresiones de nuestra ignorancia, casi como los primeros mapas etiquetados como"Terra incógnita".[3]

Pruebas observacionalesLa primera persona en proporcionar pruebas e inferir la existencia del fenómeno que se ha llamado "materia oscura"fue el astrofísico suizo Fritz Zwicky, del Instituto Tecnológico de California (Caltech) en 1933.[7]

Aplicó el teorema de virial al cúmulo de galaxias Coma y obtuvo pruebas de masas no visibles. Zwicky estimó lamasa total del cúmulo basada en los movimientos de las galaxias cerca de su borde. Cuando comparó esta masaestimada con una basada en el número de galaxias y con el brillo total del cúmulo, encontró que había unas 400veces más masa de la esperada. La gravedad de las galaxias visibles en el cúmulo estaría lejos de ser demasiadopequeña para tal velocidad de órbita, con lo que se necesita algo adicional. Esto es conocido como el "problema de lamasa desaparecida". Basándose en estas conclusiones, Zwicky infirió que tendría que haber alguna forma de materiano visible que proporcionaría suficiente masa y gravedad para soportar el cúmulo conjuntamente.Muchas de las pruebas de la materia oscura vienen del estudio de los movimientos de las galaxias. Muchas de estasparecen ser bastante uniformes, con lo que el teorema de virial de la energía cinética total debería ser la mitad deltotal de la energía gravitacional de enlace de las galaxias. Experimentalmente, sin embargo, se ha hallado que laenergía cinética total es mucho mayor: en particular, asumiendo que la masa gravitacional es debida sólo a la materiavisible de la galaxia, las estrellas alejadas del centro de las galaxias tienen velocidades mucho mayores que laspredichas por el teorema de virial. La curva de rotación galáctica que ilustra la velocidad de rotación frente a ladistancia del centro de la galaxia, no se puede explicar sólo mediante la materia visible. Asumiendo que la materiavisible forma sólo una pequeña parte del cúmulo es la manera más sencilla de tener en cuenta esto. Las galaxiasmuestran signos de estar compuestas principalmente de un halo de materia oscura concentrado centralmente con unasimetría casi esférica con la materia visible concentrada en un disco en el centro. Las galaxias de brillo débilsuperficial son fuentes importantes de información para el estudio de la materia oscura, ya que tienen una bajarelación de materia visible frente a materia oscura y tienen unas cuantas estrellas brillantes en el centro que daña lasobservaciones de la curva de rotación de estrellas periféricas.De acuerdo con los resultados publicados en agosto de 2006, la materia oscura se ha observado por separado de lamateria ordinaria[8] [9] a través de medidas del Cúmulo Bala, realmente dos cúmulos de galaxias cercanos quecolisionaron hace unos 150 millones de años.[10] Los investigadores analizaron los efectos de las lentesgravitacionales para determinar la masa total de la distribución en la pareja y compararon con los mapas de rayos Xde gases calientes, que se pensaban que constituían la gran mayoría de la materia ordinaria en los cúmulos. Los gasescalientes interactuaron durante la colisión y permanecieron cerca del centro. Las galaxias individuales y la materiaoscura no interactuaron y están más alejadas del centro.

Materia oscura 6

Curvas de rotación galáctica

Curva de rotación de una galaxia espiral típica: predicho (A) y observado (B). Lamateria oscura explicaría la apariencia plana de la curva de rotación a radios

grandes.

Durante casi 40 años después de lasobservaciones iniciales de Zwicky, ningunaotra observación corroborando lasobservaciones indicó que la relaciónmasa-luz era distinta de la unidad (una altarelación masa-luz indica la presencia de lamateria oscura). Entonces, a finales de losaños 1960 y 1970, Vera Rubin, unaastrónoma en el Departamento deMagnetismo Terrestre del CarnegieInstitution of Washington presentó hallazgosbasados en un nuevo espectrógrafo muysensible que podía medir la curva develocidad de galaxias espirales con un gradode precisión mayor que cualquier otroconseguido anteriormente. Junto con su compañero de staff Kent Ford, Rubin anunció en un encuentro en 1975 de laAmerican Astronomical Society el asombroso descubrimiento de que muchas estrellas en distintas órbitas degalaxias espirales giraban a casi la misma velocidad angular, que implicaba que sus densidades eran muy uniformesmás allá de la localización de muchas de las estrellas (el bulbo galáctico). Este resultado sugiere que incluso lagravedad newtoniana no se aplica universalmente o que, conservativamente, más del 50% de la masa de las galaxiasestaba contenida en el relativamente oscuro halo galáctico. Este descubrimiento fue inicialmente tomado conescepticismo pero Rubin insistió en que las observaciones eran correctas. Finalmente, otros astrónomos empezaron acorroborar su trabajo y pronto se logró determinar muy bien el hecho de que muchas galaxias estuvieran dominadaspor "materia oscura", las excepciones parecían ser las galaxias con relaciones masa-luz cercanas a las de las estrellas.Consecuencia de esto, numerosas observaciones han indicado la presencia de materia oscura en varias partes delcosmos. Junto con los hallazgos de Rubin para las galaxias espirales y el trabajo de Zwicky sobre los cúmulos degalaxias, las pruebas observacionales para la materia oscura se han estado recolectando durante décadas hasta elpunto de que hoy muchos astrofísicos aceptan su existencia. Como un concepto unificador, la materia oscura es unade las características dominantes consideradas en el análisis de estructuras en el orden de la escala galáctica ymayores.

Velocidad de dispersión de galaxiasEl trabajo pionero de Rubin ha sobrevivido a la prueba del tiempo. Las medidas de las curvas de velocidad engalaxias en espiral pronto continuaron con velocidades de dispersión de galaxias elípticas. Mientras algunas vecesaparece con menores relaciones masa-luz, las medidas de elípticas siguen indicando un relativamente alto contenidoen materia oscura. Así mismo, las medidas de los medios interestelares difusos encontrados en el borde de lasgalaxias indican no sólo las distribuciones de materia oscura que se extienden más allá del límite visible de lasgalaxias, sino también de que las galaxias son virializadas por encima de diez veces su radio visible. Esto tiene elefecto de flexión de la materia como una fracción de la suma total de materia de gravitación a partir del 50% medidopor Rubin hasta la actualmente afectada de casi el 95%.Hay lugares donde la materia oscura parece ser un pequeño componente o estar totalmente ausente. Los cúmulos globulares no muestran ninguna evidencia de que contienen materia oscura, aunque sus interacciones orbitales con las galaxias muestran pruebas para la materia oscura galáctica. Durante algún tiempo, las medidas del perfil de velocidad de estrellas parecía indicar la concentración de la materia oscura en el disco galáctico de la Vía Láctea, sin embargo, ahora parece que la alta concentración de la materia bariónica en el disco de la galaxia (especialmente en el

Materia oscura 7

medio interestelar) puede contar para este movimiento. los perfiles de las masas de las galaxias se piensa que parecenmuy diferentes de los perfiles de la luz. El modelo típico para las galaxias de materia oscura es una distribución lisay esférica en halos virializados. Ese tendría que ser el caso para evitar los efectos dinámicos a pequeña escala(estelar). Las recientes investigaciones reportadas en enero de 2006 desde la Universidad de Massachusetts, Amherstexplicaría la previamente misteriosa comba en el disco de la Vía Láctea por la interacción de la Grande y la PequeñaNube de Magallanes y la predicha de un incremento de 20 veces la masa de la Vía Láctea teniendo en cuenta lamateria oscura.Recientemente (2005), los astrónomos de la Universidad de Cardiff dicen que han descubierto una galaxiacompuesta casi enteramente de materia oscura, a 50 millones de años luz del Cúmulo de Virgo, que fue nombradaVIRGOHI21.[11] Inusualmente, VIRGOHI21 no parece contener ninguna estrella visible: fue vista conobservaciones de radio-frecuencia de hidrógeno. Basada en los perfiles de rotación, los científicos estiman que esteobjeto contiene aproximadamente 1000 veces más energía oscura que el hidrógeno y tiene una masa total de undécimo de la Vía Láctea en la que vivimos. Por comparación, la Vía Láctea se cree que tiene unas 10 veces tantamateria oscura que materia ordinaria. Los modelos del Big Bang y de la Estructura a gran escala del Universo hansugerido que tales galaxias oscuras deberían ser muy comunes en el Universo, pero ninguna ha sido detectadapreviamente. Si la existencia de esta galaxia oscura es confirmada, proporcionará una gran prueba para la teoría de laformación de galaxias y plantea problemas para explicaciones alternativas a la materia oscura.

Materia perdida en cúmulos de galaxias

Efecto de las lentes gravitacionales fuertes observado por elTelescopio espacial Hubble en Abell 1689 que indica la presencia demateria oscura. Agrandar la imagen para ver los arcos producidos por

las lentes gravitacionales. Créditos: NASA/ESA

La materia oscura también afecta a agrupacionesgalácticas. Las medidas de Rayos X del caliente gasintracumular se corresponden íntimamente a lasobservaciones de Zwicky de las relaciones masa-luzpara grandes cúmulos de casi 10 a 1. Muchos de losexperimentos del Observatorio de rayos X Chandrautilizan esta técnica para determinarindependientemente la masa de los cúmulos.

El cúmulo de galaxias Abell 2029 está compuesto demiles de galaxias envueltas en una nube de gas calientey una cantidad de materia oscura equivalente a más de1014 Soles. En el centro de este cúmulo hay unaenorme galaxia con forma elíptica que se piensa que hasido formada a partir de la unión de muchas galaxiasmás pequeñas.[12] Las velocidades orbitales de galaxiasmedidas dentro de los cúmulos de galaxias sonconsistentes con las observaciones de materia oscura.

Otra herramienta importante para las observacionesfuturas de la materia oscura son las lentesgravitacionales. Estas lentes son un efecto de larelatividad general para predecir que las masas que no depende de la dinámica y así es un medio completamenteindependiente de medir la energía oscura. En las lentes fuertes, la distorsión observada de las galaxias de fondo enarcos cuando la luz pasa a través de una lente gravitacional, ha sido observada alrededor de un cúmulo un pocodistante incluyendo el Abell 1689. Midiendo la distorsión de la geometría, se puede obtener la masa del cúmulo quecausa el fenómeno. En docenas de casos donde se ha hecho esto, las relaciones masa-luz obtenidas se corresponden alas medidas de materia oscura dinámica de los cúmulos.

Materia oscura 8

Tal vez más convincente, se ha desarrollado una técnica durante los últimos 10 años llamada lentes débiles queobserva las distorsiones de galaxias a una microescala en las grandes expediciones debidas a objetos de fondo através de análisis estadísticos. Examinando el esquilado de la deformación de las galaxias de fondo adyacentes, losastrofísicos pueden caracterizar la distribución media de energía oscura por medios estadísticos y han encontrado lasrelaciones masa-luz que se corresponden con las densidades de materia oscura predichas por otras medidas deestructuras a gran escala. La correspondencia de las dos técnicas de lentes gravitacionales junto con otras medidas demateria oscura han convencido a casi todos los astrofísicos de que la materia oscura realmente existe como un grancomponente de la composición del Universo.

Formación de estructurasLa materia oscura es crucial para el modelo del Big Bang de la cosmología como un componente que se correspondedirectamente a las medidas de los parámetros asociados con la métrica FLRW a la relatividad general. En particular,las medidas de las anisotropías del fondo cósmico de microondas se corresponden a una cosmología donde granparte de la materia interactúa con los fotones de forma más débil que las fuerzas fundamentales conocidas queacoplan las interacciones de la luz con la materia bariónica. Así mismo, se necesita una cantidad significativa demateria no-barionica fría para explicar la estructura a gran escala del universo.Las observaciones sugieren que la formación de estructuras en el Universo procede jerárquicamente, con lasestructuras más pequeñas uniéndose hasta formar galaxias y después de cúmulos de galaxias. Según se unen lasestructuras en la evolución del Universo, empiezan a "encenderse" ya que la materia bariónca se calienta a través dela contracción gravitacional y los objetos se aproximan al equilibrio hidrostático. La materia barionica ordinariatendría una temperatura demasiado alta y demasiada presión liberada desde el Big Bang para colapsar y formarestructuras más pequeñas, como estrellas, a través de la inestabilidad de Jeans. La materia oscura actúa como uncompactador de estructuras. Este modelo no sólo se corresponde con investigaciones estadísticas de la estructuravisible en el Universo sino también se corresponden de forma precisa con las predicciones de materia oscura de laradiación de fondo de microondas.Este modelo inverso de formación de estructuras necesita algo del tipo de la materia oscura para tener éxito. Lasgrandes simulaciones por ordenador de miles de millones de partículas de materia oscura se han utilizado paraconfirmar que el modelo de materia oscura fría de la formación de estructuras es consistente con las estructurasobservadas en el Universo a través de las expediciones de galaxias, como la Sloan Digital Sky Survey y la 2dFGalaxy Redshift Survey, así como las observaciones del bosque Lyman-alfa. Estos estudios han sido cruciales en laconstrucción del modelo Lambda-CDM que mide los parámetros cosmológicos, incluyendo la fracción del Universoformada por bariones y la materia oscura.

Composición de la materia oscura

Problemas no resueltos de la física: ¿Qué es la materia oscura? ¿Cómo se genera? ¿Está relacionada con la supersimetría?

Aunque la materia oscura fue detectada por lentes gravitacionales en agosto de 2006,[13] muchos aspectos de lamateria oscura continúan siendo especulativos. El experimento DAMA/NaI afirma haber detectado directamentemateria oscura pasando a través de la Tierra, aunque muchos científicos siguen siendo escépticos al respecto, ya quelos resultados negativos de otros experimentos son (casi) incompatibles con los resultados del DAMA si la materiaoscura consiste en neutralinos.Los datos de varias líneas de pruebas, como el problema de la rotación de las galaxias, las lentes gravitacionales, la formación de estructuras y la fracción de bariones en cúmulos y la abundancia de cúmulos, combinada con pruebas independientes para la densidad bariónica, indican que el 85-90% de la masa en el Universo no interactúa con la fuerza electromagnética. Esta "materia oscura" se evidencia por su efecto gravitavional. Se han postulado varias

Materia oscura 9

categorías de materia oscura.• Materia oscura bariónica.• Materia oscura no-bariónica[14] que está dividida en tres tipos diferentes:

• Materia oscura caliente: partículas no bariónicas que se mueven ultrarrelativistamente.[15]

• Materia oscura templada: partículas no bariónicas que se mueven relativistamente.• Materia oscura fría: partículas no bariónicas que no se mueven relativistamente.[16]

Davis y otros escribieron en 1985:Las partículas candidatas se pueden agrupar en tres categorías basándose en su efecto en las fluctuaciones delespectro (Bond et al. 1983). Si la materia oscura está compuesta de abundantes partículas ligeras que son relativistashasta poco antes de la recombinación, entonces deberían ser denominadas "calientes". El mejor candidato para lamateria oscura caliente es el neutrino [..]Una segunda posibilidad es que las partículas de materia oscura interactúen más débilmente que los neutrinos, seanmenos abundantes y tengan una masa del orden de 1eV. Tales partículas se denominan "materia oscura templada",porque tienen menos velocidad térmica que los neutrinos masivos [..] actualmente hay unas pocas partículascandidatas que cumplen esta descripción. Los gravitinos y los fotinos se han sugerido (Pagels y Primack 1982; Bond,Szalay y Turner 1982) [..]Cualquier partícula que se convierta en no-relativista muy pronto y así pueda reflejarse a una distancia insignificante,es llamada materia oscura fría. Hay muchos candidatos para la materia oscura fría como las partículassupersimétricas[17]

La materia oscura caliente consiste en partículas que viajan con velocidades relativistas. Se conoce un tipo demateria oscura caliente, el neutrino. Los neutrinos tienen una masa muy pequeña, no interactúan a través de fuerzaselectromagnéticas o de la fuerza nuclear fuerte y son por tanto, muy difíciles de detectar. Esto es lo que les haceatractivo como materia oscura. Sin embargo, los límites de los neutrinos indican que los neutrinos ordinarios sólohace una pequeña contribución a la densidad de materia oscura.La materia oscura caliente no puede explicar cómo las galaxias individuales se formaron del Big Bang. La radiaciónde fondo de microondas medida por el COBE y el WMAP, es increíblemente lisa, indica que la materia se haagrupado en escalas muy pequeñas. Las partículas de movimiento rápido, sin embargo, no pueden agruparse en talespequeñas escalas y, de hecho, suprimen la agrupación de otra materia. La materia oscura caliente, aunqueciertamente existe en nuestro Universo en forma de neutrinos, es por tanto, la única parte de la historia.

Distribución estimada de materia y energía oscura en el Universo.

El Modelo de Concordancia necesitaque, para explicar la estructura en elUniverso, es necesario invocar lamateria oscura fría (no-relativista). Lasgrandes masas, como los agujerosnegros del tamaño de galaxias puedenser descartados con las bases de losdatos de las lentes gravitacionales. Lasposibilidades involucrando materiabariónica normal incluyen enanasmarrones o tal vez pequeños y densospedazos de elementos pesados, comoobjetos que son conocidos como Objetos de tipo halo masivos compactos (massive compact halo object) o"MACHOs". Sin embargo, los estudios de la Nucleosíntesis del Big Bang han convencido a muchos científicos deque la materia bariónica como los MACHOs no pueden ser más que una pequeña fracción de la materia oscura total.

Materia oscura 10

En el presente, el punto de vista más común es que la materia oscura es principalmente no-bariónica, compuesta deuna o más partículas elementales distintas de las normales electrones, protones, neutrones y los neutrinos conocidos.Las partículas propuestas más comunes son los axiones, neutrinos estériles y WIMPs (partículas masivas deinteracción débil, incluyendo neutralinos). Ninguna de éstas es parte del modelo estándar de física de partículas, peropueden aparecer en extensiones al modelo estándar. Muchos modelos supersimétricos ocasionan naturalmente losWIMPs en forma de neutralinos. Los pesados, neutrinos estériles existen en extensiones del modelo estándar queexplica la pequeña masa de los neutrinos a través del mecanismo del balancín.Las búsquedas experimentales de estos candidatos a materia oscura han sido llevadas a cabo y siguen adelante. Estosesfuerzos se pueden dividir en dos grandes categorías: detección directa, en los que las partículas de materia oscurasse observan en un detector y la detección indirecta, que busca los productos de las aniquilaciones de materia oscura.Los experimentos de detección de materia oscura han descartado algunos modelos de WIMP y axiones. También hayvarios experimentos reclamando pruebas positivas de la detección de materia oscura, como el DAMA/NaI y el Egret,pero estas están lejos de ser confirmadas y difíciles de reconciliar con los resultados negativos de otrosexperimentos. Varias búsquedas de la materia oscura están actualmente en proceso, como la Cryogenic Dark MatterSearch en la Mina de Soudan y el experimento XENON en Gran Sasso y muchas nuevas tecnologías que están endesarrollo, como el experimento ArDM.En investigaciones publicadas completamente en la primavera de 2006, los investigadores del Instituto deAstronomía de la Universidad de Cambridge afirman haber calculado que la energía oscura sólo viene en cúmulosmayores de 1.000 años luz de radio, implicando una velocidad media para las partículas de materia oscura de 9 km/s,una densidad de 20 amu/cm³ y una temperatura de 10.000 kelvins.[18]

Problema de la materia oscuraEstimaciones basadas en los efectos gravitacionales de la cantidad de materia presente en el Universo sugieren,consistentemente, que hay mucha más materia de la que es posible observar directamente. Además, la existencia demateria oscura resolvería varias inconsistencias en la teoría del Big Bang. Se cree que la mayoría de la masa delUniverso existe en esta forma. Determinar cuál es la naturaleza de la materia oscura es el llamado "problema de lamateria oscura" o "problema de la masa desaparecida" y es uno de los más importantes de la cosmología moderna.La cuestión de la existencia de la materia oscura puede parecer irrelevante para nuestra existencia en la Tierra pero elhecho de que exista o no afecta al destino último del Universo. Se sabe que el Universo está expandiéndose, por elcorrimiento al rojo que presenta la luz de los cuerpos celestes distantes. Si no hubiera materia oscura, esta expansióncontinuaría para siempre. Si la actual hipótesis de la materia oscura es correcta, y dependiendo de la cantidad demateria oscura que haya, la expansión del Universo podría ralentizarse, detenerse o, incluso, invertirse (lo queproduciría el fenómeno conocido como Big Crunch). La importancia de la materia oscura para el destino final delUniverso, sin embargo, se ha relativizado en los últimos años, en que la existencia de una constante cosmológica yde una energía oscura parece tener aún mayor importancia. Según las mediciones realizadas en el 2003 y en 2006 porel satélite WMAP, la expansión del Universo se está acelerando, y se seguirá acelerando debido a la existencia de laenergía oscura, aunque sin causar un Big Rip.

Explicaciones alternativas

Modificaciones de la gravedadUna explicación alternativa a las incógnitas planteadas por la materia oscura es suponer que las inconsistencias observadas son debidas a una comprensión incompleta de la Gravedad. Para explicar las observaciones, a grandes distancias, las fuerzas gravitacionales son más fuertes de lo que nos indicarían la mecánica newtoniana. Por ejemplo, esto podría ocurrir si asume un valor negativo para la constante cosmológica (el valor de la cual se cree positivo en función de recientes observaciones) o si se asume la teoría de la Dinámica newtoniana modificada (MOND),[19] que

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corrige las Leyes de Newton para aceleraciones pequeñas. Sin embargo, las construcción de una teoría MONDrelativista ha sido problemática y no está claro como se puede reconciliar con las medidas de lentes gravitacionalesen la reflexión de la luz alrededor de las galaxias. La principal teoría MOND relativista, propuesta por JacobBekenstein en 2004 es llamada TeVeS (Tensor-Vector-Scalar) y resuelve muchos de los problemas de los primerosintentos. Una teoría de gravedad modificada (MOG) propuesta por John Moffat, basada en la Teoría GravitacionalNo-Simétrica (NGT), es también una alternativa a la materia oscura.Otra teoría disputada es la Expansión cósmica en escala (SEC) de C. Johan Masreliez.[20] Otra aproximación,propuesta por Arrigo Finzi en 1963 y por Robert Sanders en 1984, es reemplazar el potencial gravitacional por lasiguiente expresión:

donde B y son parámetros ajustables.En cualquier caso, tales aproximaciones tienen dificultades explicando la diferencia en el comportamiento de lasdistintas galaxias y clústeres, en cambio, tales discordancias pueden ser fácilmente comprendidas asumiendodiferentes cantidades de materia oscura. Las observaciones sobre la rotación de las galaxias indican que alrededor del90% de la masa de una galaxia no es visible y sólo puede ser detectada por sus efectos gravitacionales.Alexander Mayer acaba de anunciar una hipótesis basada en las inconsistencias observadas en la sincronización delsistema GPS y otras anomalías. En dicha hipótesis el aumento del corrimiento hacia el rojo observado en galaxiaslejanas y el aparente exceso de masa del universo que hace necesario dicha materia oscura no son más que errores demedida fruto de una incorrecta formulación de la Teoría de la Relatividad General. Según la nueva formulación deAlexander Mayer el universo no precisa de la existencia ni de energía ni de materia oscura.El problema principal con estas explicaciones alternativas es que no explican las anisotropías del fondo cósmico demicroondas, que por otro lado, sí predicen la existencia de materia oscura no bariónica.En agosto de 2006, un estudio de colisión de cúmulos de galaxias afirmaba demostrar que, incluso en una hipótesisde gravedad modificada, la mayoría de la masa tiene que ser alguna forma de materia oscura demostrando quecuando la materia regular es "barrida" de un cúmulo, los efectos gravitacionales de la materia oscura (que se pensabaque no interactuaba aparte de su efecto gravitacional) permanecen.[21] Un estudio afirma que TeVeS puede producirel efecto observado, pero esto continúa necesitando que la mayoría de la masa esté en forma de materia oscura,posiblemente en forma de neutrinos ordinarios.[22] También la Teoría Gravitacional No-Simétrica ha afirmado quecualitativamente encaja con las observaciones sin necesitar la exótica materia oscura.[23]

Explicaciones de mecánica cuánticaEn otra clase de teorías se intenta reconciliar la Gravedad con la Mecánica cuántica y se obtienen correcciones a lainteracción gravitacional convencional. En teorías escalar-tensoriales, los campos escalares como el campo de Higgsse acopla a la curvatura dada a través del tensor de Riemann o sus trazas. En muchas de tales teorías, el campoescalar es igual al campo de inflación, que es necesario para explicar la inflación cósmica del Universo después delBig Bang, como el factor dominante de la quintaesencia o energía oscura. Utilizando una visión basada en el Grupode Renormalización, M. Reuter y H. Weyer han demostrado[24] que la constante de Newton y la constantecosmológica pueden ser funciones escalares en el espacio-tiempo si se asocian las escalas de renormalización a lospuntos del espacio-tiempo.En la teoría de la relatividad de escala Laurent Nottale, el espacio-tiempo es continuo pero no diferenciable,conduciendo a la aparición de una Ecuación de Schrödinger gravitacional. Como resultado, aparecen los efectos decuantización a gran escala.[25] Esto hace posible predecir correctamente las estructuras a gran escala del Universo sinla necesidad de las hipótesis de la materia oscura.

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Materia oscura en la cultura popularEn algunos videojuegos y otros trabajos de ficción aparecen menciones a la materia oscura. En tales casos,normalmente se le atribuyen propiedades físicas o mágicas extraordinarias. Tales descripciones a menudo soninconsistentes con las propiedades de la materia oscura propuestas en la física y la cosmología. Por ejemplo:• La serie de televisión Futurama, en la que la materia oscura es maloliente, sirve de combustible a las naves

espaciales y es tan densa que 10 cm³ pesan más de 5000 kilogramos. Los niblonianos expelen materia oscura amanera de deshechos fecales.

• En los videojuegos de GBA y Nintendo DS Golden Sun II: La Edad Perdida y Golden Sun: Oscuro Amanecer, lamateria oscura aparece como un material que puede ser utilizado para fabricar equipamiento de batalla.

• En el videojuego de Wii Super Mario Galaxy, la materia oscura aparece con la propiedad de crear agujeros ensuelos, agujeros que "proyectan" la materia oscura, y finalmente, con una propiedad particular de desintegrar aquien la toque (en este caso Mario o Luigi).

• En el videojuego MMORPG Maple Story, la materia oscura aparece como un objeto que se consigue por Cash,que con la culminación de ciertas misiones, dan ciertos equipamentos y armas raras y ventajosas.

• En la saga Final Fantasy la materia oscura es un item usado para crear pociones, armas, otros tipos de artefactos.• En el videojuego para N64 Kirby 64: The Cristal Shards el enemigo es un ser llamado "Dark Matter" (materia

oscura en español) que parece estar compuesto de esta misma.• En el videojuego para GC Metroid Prime 2: Echoes la historia transcurre entre un planeta y su semejante creado a

partir de energía oscura. Tanto la protagonista como algunos enemigos son capaces de usar materia oscura comoarmamento.

• En el videojuego para SNES Chrono Trigger, Magus tiene la última técnica denominada dark matter (o en español"materia oscura").

• En el juego online Ogame, es una materia escasa que se encuentra fuera de los sistemas solares usada para pagarmejoras que no pueden poseer otros jugadores que no la posean.

• En el videojuego para PS2 Final Fantasy XII, la materia oscura es un objeto muy poderoso que puede usarse paraatacar a los enemigos.

• En la trilogía de libros "La materia oscura" de Philip Pullman, la materia oscura es capaz de transmitir mensajespara comunicarse con los humanos, también es el motivo por el cual el magisterio (en el mundo de Lyra)experimenta con niños, en el mundo de Lyra Lenguadeplata, la materia oscura es conocida como "El polvo".

Referencias[1] Cf. Peter Schneider, «Cuestiones fundamentales de cosmología», Investigación y Ciencia, 405, junio de 2010, págs. 60-69 (61).[2] NASA (ed.): « Algunas Teorías Ganan, Otras Pierden (http:/ / map. gsfc. nasa. gov/ m_mm/ mr_limits. html)»., utilizando los datos del

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articleID=00008965-AF27-1E41-89E0809EC588EEDF). Scientific American. .[4] Freese, Katherine; Brian Fields, David Graff. Muerte de los Candidatos a Materia Oscura Bariónica Estelar. arΧiv:astro-ph/0007444.[5] Freese, Katherine; Brian D. Field, David S. Graff. Muerte de la Materia Oscura Bariónica Estelar. arΧiv:astro-ph/0002058.[6] ESA (ed.): « El XMM descubre parte de la materia perdida del universo (http:/ / www. esa. int/ esaCP/ SEMQLPZXUFF_index_0. html)».[7] Zwicky, F. (1933). « Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln (http:/ / adsabs. harvard. edu/ cgi-bin/

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[8] Arxiv (ed.): « A direct empirical proof of the existence of dark matter - Una prueba empírica directa de la existencia de materia oscura (http:/ /arxiv. org/ abs/ astro-ph/ 0608407)».

[9] SLAC Today (ed.): « La Materia Oscura Observada (http:/ / today. slac. stanford. edu/ feature/ darkmatter. asp)».[10] Direct constraints on the dark matter self-interaction cross-section from the merging galaxy cluster 1E0657-56 - Restricciones directas a la

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[11] Astronomers claim first 'dark galaxy' find (http:/ / www. newscientist. com/ article. ns?id=dn7056). New Scientist. 23 de febrero de 2005. .

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[12] Observatorio de rayos X Chandra (ed.): « Abell 2029: Hot News for Cold Dark Matter (http:/ / chandra. harvard. edu/ photo/ 2003/abell2029/ )» (11 de junio de 2003).

[13] NASA (ed.): « La NASA Encuentra Pruebas Directas de Materia Oscura (http:/ / www. nasa. gov/ home/ hqnews/ 2006/ aug/HQ_06297_CHANDRA_Dark_Matter. html)»., en el Observatorio de rayos X Chandra

[14] Joseph, Silk. El Big Bang (1989 edición). pp. Capítulo IX, página 182.[15] Umemura, Masayuki; Satoru Ikeuchi (1985). « Formation of subgalactic objects within two-component dark matter - Formación de objetos

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• ¿La Materia Oscura en (Serios) Problemas? Parte I (http:/ / www. astroseti. org/noticia_2826_la_materia_oscura_serios_problemas_parte_i. htm) Por Jorge A. Vázquez y Gema Hebrero

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Teoría del Big Bang

Según la teoría del Big Bang, el Universo se originó en unasingularidad espaciotemporal de densidad infinita matemáticamente

paradójica. El espacio se ha expandido desde entonces, por lo que losobjetos astrofísicos se han alejado unos respecto de los otros.

En cosmología física, la teoría del Big Bang o teoríade la gran explosión es un modelo científico que tratade explicar el origen del Universo y su desarrolloposterior a partir de una singularidad espaciotemporal.Técnicamente, este modelo se basa en una colección desoluciones de las ecuaciones de la relatividad general,llamados modelos de Friedmann- Lemaître - Robertson- Walker. El término "Big Bang" se utiliza tanto parareferirse específicamente al momento en el que seinició la expansión observable del Universo(cuantificada en la ley de Hubble), como en un sentidomás general para referirse al paradigma cosmológicoque explica el origen y la evolución del mismo.

Introducción

Imagen proporcionada por el telescopio Hubble del espaciolejano, cuando el universo era más caliente y más concentrado

de acuerdo con la teoría del Big Bang.

Curiosamente, la expresión Big Bang proviene -a su pesar-del astrofísico inglés Fred Hoyle, uno de los detractores deesta teoría y, a su vez, uno de los principales defensores dela teoría del estado estacionario, quien en 1949, durante unaintervención en la BBC dijo, para mofarse, que el modelodescrito era sólo un big bang (gran explosión). No obstante,hay que tener en cuenta que en el inicio del Universo nihubo explosión ni fue grande, pues en rigor surgió de una«singularidad» infinitamente pequeña, seguida de laexpansión del propio espacio.[1]

La idea central del Big Bang es que la teoría de larelatividad general puede combinarse con las observacionesde isotropía y homogeneidad a gran escala de la distribuciónde galaxias y los cambios de posición entre ellas,permitiendo extrapolar las condiciones del Universo antes odespués en el tiempo.

Una consecuencia de todos los modelos de Big Bang es que,en el pasado, el Universo tenía una temperatura más alta y mayor densidad y, por tanto, las condiciones del Universoactual son muy diferentes de las condiciones del Universo pasado. A partir de este modelo, George Gamow en 1948

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pudo predecir que debería de haber evidencias de un fenómeno que más tarde sería bautizado como radiación defondo de microondas

Breve historia de su génesis y desarrolloPara llegar al modelo del Big Bang, muchos científicos, con diversos estudios, han ido construyendo el camino quelleva a la génesis de esta explicación. Los trabajos de Alexander Friedman, del año 1922, y de Georges Lemaître, de1927, utilizaron la teoría de la relatividad para demostrar que el universo estaba en movimiento constante. Pocodespués, en 1929, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble (1889-1953) descubrió galaxias más allá de la VíaLáctea que se alejaban de nosotros, como si el Universo se expandiera constantemente. En 1948, el físico ucranianonacionalizado estadounidense, George Gamow (1904-1968), planteó que el universo se creó a partir de una granexplosión (Big Bang). Recientemente, ingenios espaciales puestos en órbita (COBE) han conseguido "oír" losvestigios de esta gigantesca explosión primigenia.De acuerdo con la teoría, un universo homogéneo e isótropo lleno de materia ordinaria, podría expandirseindefinidamente o frenar su expansión lentamente, hasta producirse una contracción universal. El fin de esacontracción se conoce con un término contrario al Big Bang: el Big Crunch o 'Gran Colapso' o un Big Rip o 'Grandesgarro. Si el Universo se encuentra en un punto crítico, puede mantenerse estable ad eternum. Muy recientementese ha comprobado que actualmente existe una expansión acelerada del universo hecho no previsto originalmente enla teoría y que ha llevado a la introducción de la hipótesis adicional de la energía oscura (este tipo de materiatendría propiedades especiales que permitirían comportar la aceleración de la expansión).

La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones y avances teóricos. Por medio de observaciones, en ladécada de 1910, el astrónomo estadounidense Vesto Slipher y, después de él, Carl Wilhelm Wirtz, de Estrasburgo,determinaron que la mayor parte de las nebulosas espirales se alejan de la Tierra; pero no llegaron a darse cuenta delas implicaciones cosmológicas de esta observación, ni tampoco del hecho de que las supuestas nebulosas eran enrealidad galaxias exteriores a nuestra Vía Láctea.Además, la teoría de Albert Einstein sobre la relatividad general (segunda década del siglo XX) no admite solucionesestáticas (es decir, el Universo debe estar en expansión o en contracción), resultado que él mismo consideróequivocado, y trató de corregirlo agregando la constante cosmológica. El primero en aplicar formalmente larelatividad a la cosmología, sin considerar la constante cosmológica, fue Alexander Friedman, cuyas ecuacionesdescriben el Universo Friedman-Lemaître-Robertson-Walker, que puede expandirse o contraerse.Entre 1927 y 1930, el padre jesuita belga Georges Lemaître obtuvo independientemente las ecuacionesFriedman-Lemaître-Robertson-Walker y propuso, sobre la base de la recesión de las nebulosas espirales, que elUniverso se inició con la explosión de un átomo primigenio, lo que más tarde se denominó "Big Bang".En 1929, Edwin Hubble realizó observaciones que sirvieron de fundamento para comprobar la teoría de Lemaître.Hubble probó que las nebulosas espirales son galaxias y midió sus distancias observando las estrellas variablescefeidas en galaxias distantes. Descubrió que las galaxias se alejan unas de otras a velocidades (relativas a la Tierra)directamente proporcionales a su distancia. Este hecho se conoce ahora como la ley de Hubble (véase Edwin Hubble:Marinero de las nebulosas, texto escrito por Edward Christianson).Según el principio cosmológico, el alejamiento de las galaxias sugería que el Universo está en expansión. Esta ideaoriginó dos hipótesis opuestas. La primera era la teoría Big Bang de Lemaître, apoyada y desarrollada por GeorgeGamow. La segunda posibilidad era el modelo de la teoría del estado estacionario de Fred Hoyle, según la cual segenera nueva materia mientras las galaxias se alejan entre sí. En este modelo, el Universo es básicamente el mismoen un momento dado en el tiempo. Durante muchos años hubo un número de adeptos similar para cada teoría.Con el pasar de los años, las evidencias observacionales apoyaron la idea de que el Universo evolucionó a partir de un estado denso y caliente. Desde el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas, en 1965, ésta ha sido considerada la mejor teoría para explicar el origen y evolución del cosmos. Antes de finales de los años sesenta,

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muchos cosmólogos pensaban que la singularidad infinitamente densa del tiempo inicial en el modelo cosmológicode Friedman era una sobreidealización, y que el Universo se contraería antes de empezar a expandirse nuevamente.Ésta es la teoría de Richard Tolman de un Universo oscilante. En los años 1960, Stephen Hawking y otrosdemostraron que esta idea no era factible, y que la singularidad es un componente esencial de la gravedad deEinstein. Esto llevó a la mayoría de los cosmólogos a aceptar la teoría del Big Bang, según la cual el Universo queobservamos se inició hace un tiempo finito.Prácticamente todos los trabajos teóricos actuales en cosmología tratan de ampliar o concretar aspectos de la teoríadel Big Bang. Gran parte del trabajo actual en cosmología trata de entender cómo se formaron las galaxias en elcontexto del Big Bang, comprender lo que allí ocurrió y cotejar nuevas observaciones con la teoría fundamental.A finales de los años 1990 y principios del siglo XXI, se lograron grandes avances en la cosmología del Big Bangcomo resultado de importantes adelantos en telescopía, en combinación con grandes cantidades de datos satelitalesde COBE, el telescopio espacial Hubble y WMAP. Estos datos han permitido a los cosmólogos calcular muchos delos parámetros del Big Bang hasta un nuevo nivel de precisión, y han conducido al descubrimiento inesperado de queel Universo está en aceleración.

Visión general

Descripción del Big Bang

El Universo ilustrado en tres dimensiones espaciales y una dimensión temporal.

Michio Kaku ha señalado ciertaparadoja en la denominación big bang(gran explosión): en cierto modo nopuede haber sido grande ya que seprodujo exactamente antes delsurgimiento del espacio-tiempo, habríasido el mismo big bang lo que habríagenerado las dimensiones desde unasingularidad; tampoco es exactamenteuna explosión en el sentido propio deltérmino ya que no se propagó fuera desí mismo.

Basándose en medidas de la expansióndel Universo utilizando observacionesde las supernovas tipo 1a, en funciónde la variación de la temperatura endiferentes escalas en la radiación de fondo de microondas y en función de la correlación de las galaxias, la edad delUniverso es de aproximadamente 13,7 ± 0,2 miles de millones de años. Es notable el hecho de que tres medicionesindependientes sean consistentes, por lo que se consideran una fuerte evidencia del llamado modelo de concordanciaque describe la naturaleza detallada del Universo.

El universo en sus primeros momentos estaba lleno homogénea e isótropamente de una energía muy densa y teníauna temperatura y presión concomitantes. Se expandió y se enfrió, experimentando cambios de fase análogos a lacondensación del vapor o a la congelación del agua, pero relacionados con las partículas elementales.Aproximadamente 10-35 segundos después del tiempo de Planck un cambio de fase causó que el Universo se expandiese de forma exponencial durante un período llamado inflación cósmica. Al terminar la inflación, los componentes materiales del Universo quedaron en la forma de un plasma de quarks-gluones, en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en forma relativista. Con el crecimiento en tamaño del Universo, la

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temperatura descendió, y debido a un cambio aún desconocido denominado bariogénesis, los quarks y los gluones secombinaron en bariones tales como el protón y el neutrón, produciendo de alguna manera la asimetría observadaactualmente entre la materia y la antimateria. Las temperaturas aún más bajas condujeron a nuevos cambios de fase,que rompieron la simetría, así que les dieron su forma actual a las fuerzas fundamentales de la física y a laspartículas elementales. Más tarde, protones y neutrones se combinaron para formar los núcleos de deuterio y dehelio, en un proceso llamado nucleosíntesis primordial. Al enfriarse el Universo, la materia gradualmente dejó demoverse de forma relativista y su densidad de energía comenzó a dominar gravitacionalmente sobre la radiación.Pasados 300.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron para formar los átomos (mayoritariamente dehidrógeno). Por eso, la radiación se desacopló de los átomos y continuó por el espacio prácticamente sin obstáculos.Ésta es la radiación de fondo de microondas.Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente más densas de la materia casi uniformemente distribuida crecierongravitacionalmente, haciéndose más densas, formando nubes, estrellas, galaxias y el resto de las estructurasastronómicas que actualmente se observan. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materiaque hay en el Universo. Los tres tipos posibles se denominan materia oscura fría, materia oscura caliente y materiabariónica. Las mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP) muestran que la forma más común de materiaen el universo es la materia oscura fría. Los otros dos tipos de materia sólo representarían el 20 por ciento de lamateria del Universo.El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura.Aproximadamente el 70 por ciento de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Una de laspropiedades características de este componente del universo es el hecho de que provoca que la expansión deluniverso varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia, haciendo que el espacio-tiempo se expanda másrápidamente que lo esperado a grandes distancias. La energía oscura toma la forma de una constante cosmológica enlas ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero los detalles de esta ecuación de estado y surelación con el modelo estándar de la física de partículas continúan siendo investigados tanto en el ámbito de la físicateórica como por medio de observaciones.Más misterios aparecen cuando se investiga más cerca del principio, cuando las energías de las partículas eran másaltas de lo que ahora se puede estudiar mediante experimentos. No hay ningún modelo físico convincente para elprimer 10-33 segundo del universo, antes del cambio de fase que forma parte de la teoría de la gran unificación. En el"primer instante", la teoría gravitacional de Einstein predice una singularidad gravitacional en donde las densidadesson infinitas. Para resolver esta paradoja física, hace falta una teoría de la gravedad cuántica. La comprensión de esteperíodo de la historia del universo figura entre los mayores problemas no resueltos de la física.

Base teóricaEn su forma actual, la teoría del Big Bang depende de tres suposiciones:1. La universalidad de las leyes de la física, en particular de la teoría de la relatividad general2. El principio cosmológico3. El principio de CopérnicoInicialmente, estas tres ideas fueron tomadas como postulados, pero actualmente se intenta verificar cada una deellas. La universalidad de las leyes de la física ha sido verificada al nivel de las más grandes constantes físicas,llevando su margen de error hasta el orden de 10-5. La isotropía del universo que define el principio cosmológico hasido verificada hasta un orden de 10-5. Actualmente se intenta verificar el principio de Copérnico observando lainteracción entre grupos de galaxias y el CMB por medio del efecto Sunyaev-Zeldovich con un nivel de exactitud del1 por ciento.La teoría del Big Bang utiliza el postulado de Weyl para medir sin ambigüedad el tiempo en cualquier momento en el pasado a partir del la época de Planck. Las medidas en este sistema dependen de coordenadas conformales, en las cuales las llamadas distancias codesplazantes y los tiempos conformales permiten no considerar la expansión del

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universo para las medidas de espacio-tiempo. En ese sistema de coordenadas, los objetos que se mueven con el flujocosmológico mantienen siempre la misma distancia codesplazante, y el horizonte o límite del universo se fija por eltiempo codesplazante.Visto así, el Big Bang no es una explosión de materia que se aleja para llenar un universo vacío; es el espacio-tiempoel que se extiende.Y es su expansión la que causa el incremento de la distancia física entre dos puntos fijos ennuestro universo.Cuando los objetos están ligados entre ellos (por ejemplo, por una galaxia), no se alejan con laexpansión del espacio-tiempo, debido a que se asume que las leyes de la física que los gobiernan son uniformes eindependientes del espacio métrico. Más aún, la expansión del universo en las escalas actuales locales es tan pequeñaque cualquier dependencia de las leyes de la física en la expansión no sería medible con las técnicas actuales.

EvidenciasEn general, se consideran tres las evidencias empíricas que apoyan la teoría cosmológica del Big Bang. Éstas son: laexpansión del universo que se expresa en la Ley de Hubble y que se puede apreciar en el corrimiento hacia el rojo delas galaxias, las medidas detalladas del fondo cósmico de microondas, y la abundancia de elementos ligeros.Además, la función de correlación de la estructura a gran escala del Universo encaja con la teoría del Big Bang.

Expansión expresada en la ley de HubbleDe la observación de galaxias y quasares lejanos se desprende la idea de que estos objetos experimentan uncorrimiento hacia el rojo, lo que quiere decir que la luz que emiten se ha desplazado proporcionalmente hacialongitudes de onda más largas. Esto se comprueba tomando el espectro de los objetos y comparando, después, elpatrón espectroscópico de las líneas de emisión o absorción correspondientes a átomos de los elementos queinteractúan con la radiación. En este análisis se puede apreciar cierto corrimiento hacia el rojo, lo que se explica poruna velocidad recesional correspondiente al efecto Doppler en la radiación. Al representar estas velocidadesrecesionales frente a las distancias respecto a los objetos, se observa que guardan una relación lineal, conocida comoLey de Hubble:

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

Radiación cósmica de fondo

Imagen de la radiación de fondo de microondas.

Una de las predicciones de la teoría del Big Bang es laexistencia de la radiación cósmica de fondo, radiaciónde fondo de microondas o CMB (Cosmic microwavebackground). El universo temprano, debido a su altatemperatura, se habría llenado de luz emitida por susotros componentes. Mientras el universo se enfriabadebido a la expansión, su temperatura habría caído pordebajo de 3.000 K. Por encima de esta temperatura, loselectrones y protones están separados, haciendo eluniverso opaco a la luz. Por debajo de los 3.000 K seforman los átomos, permitiendo el paso de la luz através del gas del universo. Esto es lo que se conoce como disociación de fotones.

La radiación en este momento habría tenido el espectro del cuerpo negro y habría viajado libremente durante el resto de vida del universo, sufriendo un corrimiento hacia el rojo como consecuencia de la expansión de Hubble. Esto hace variar el espectro del cuerpo negro de 3.345 K a un espectro del cuerpo negro con una temperatura mucho

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menor. La radiación, vista desde cualquier punto del universo, parecerá provenir de todas las direcciones en elespacio.En 1965, Arno Penzias y Robert Wilson, mientras desarrollaban una serie de observaciones de diagnóstico con unreceptor de microondas propiedad de los Laboratorios Bell, descubrieron la radiación cósmica de fondo. Elloproporcionó una confirmación sustancial de las predicciones generales respecto al CMB —la radiación resultó serisótropa y constante, con un espectro del cuerpo negro de cerca de 3 K— e inclinó la balanza hacia la hipótesis delBig Bang. Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel por su descubrimiento.En 1989, la NASA lanzó el COBE (Cosmic background Explorer) y los resultados iniciales, proporcionados en1990, fueron consistentes con las predicciones generales de la teoría del Big Bang acerca de la CMB. El COBE hallóuna temperatura residual de 2.726 K, y determinó que el CMB era isótropo en torno a una de cada 105 partes.Durante la década de los 90 se investigó más extensamente la anisotropía en el CMB mediante un gran número deexperimentos en tierra y, midiendo la distancia angular media (la distancia en el cielo) de las anisotropías, se vio queel universo era geométricamente plano.A principios de 2003 se dieron a conocer los resultados de la Sonda Wilkinson de Anisotropías del fondo deMicroondas (en inglés Wilkinson Microwave Anisotropy Probe o WMAP), mejorando los que hasta entonces eran losvalores más precisos de algunos parámetros cosmológicos. (Véase también experimentos sobre el fondo cósmico demicroondas). Este satélite también refutó varios modelos inflacionistas específicos, pero los resultados eranconstantes con la teoría de la inflación en general.

Abundancia de elementos primordialesSe puede calcular, usando la teoría del Big Bang, la concentración de helio-4, helio-3, deuterio y litio-7.1 en eluniverso como proporciones con respecto a la cantidad de hidrógeno normal, H. Todas las abundancias dependen deun solo parámetro: la razón entre fotones y bariones, que por su parte puede calcularse independientemente a partirde la estructura detallada de la radiación cósmica de fondo. Las proporciones predichas (en masa, no volumen) sonde cerca de 0,25 para la razón 4He/H, alrededor de 10-3 para 2He/H, y alrededor de 10-4 para 3He/H.Estas abundancias medidas concuerdan, al menos aproximadamente, con las predichas a partir de un valordeterminado de la razón de bariones a fotones, y se considera una prueba sólida en favor del Big Bang, ya que estateoría es la única explicación conocida para la abundancia relativa de elementos ligeros. De hecho no hay, fuera de lateoría del Big Bang, ninguna otra razón obvia por la que el universo debiera, por ejemplo, tener más o menos helioen proporción al hidrógeno.

Evolución y distribución galácticaLas observaciones detalladas de la morfología y estructura de las galaxias y cuásares proporcionan una fuerteevidencia del Big Bang. La combinación de las observaciones con la teoría sugiere que los primeros cuásares ygalaxias se formaron hace alrededor de mil millones de años después del Big Bang, y desde ese momento se hanestado formando estructuras más grandes, como los cúmulos de galaxias y los supercúmulos. Las poblaciones deestrellas han ido envejeciendo y evolucionando, de modo que las galaxias lejanas (que se observan tal y como eranen el principio del universo) son muy diferentes a las galaxias cercanas (que se observan en un estado más reciente).Por otro lado, las galaxias formadas hace relativamente poco son muy diferentes a las galaxias que se formaron adistancias similares pero poco después del Big Bang. Estas observaciones son argumentos sólidos en contra de lateoría del estado estacionario. Las observaciones de la formación estelar, la distribución de cuásares y galaxias, y lasestructuras más grandes concuerdan con las simulaciones obtenidas sobre la formación de la estructura en eluniverso a partir del Big Bang, y están ayudando a completar detalles de la teoría.

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Otras evidenciasDespués de cierta controversia, la edad del Universo estimada por la expansión Hubble y la CMB (Radiacióncósmica de fondo) concuerda en gran medida (es decir, ligeramente más grande) con las edades de las estrellas másviejas, ambos medidos aplicando la teoría de la evolución estelar de los cúmulos globulares y a través de la fecharadiométrica individual en las estrellas de la segunda Población. En cosmología física, la teoría del Big Bang o teoríade la gran explosión es un modelo científico que trata de explicar el origen del Universo y su desarrollo posterior apartir de una singularidad espaciotemporal. Técnicamente, este modelo se basa en una colección de soluciones de lasecuaciones de la relatividad general, llamados modelos de Friedmann- Lemaître - Robertson - Walker. El término"Big Bang" se utiliza tanto para referirse específicamente al momento en el que se inició la expansión observable delUniverso (cuantificada en la ley de Hubble), como en un sentido más general para referirse al paradigmacosmológico que explica el origen y la evolución del mismo.

Problemas comunesHistóricamente, han surgido varios problemas dentro de la teoría del Big Bang. Algunos de ellos sólo tienen interéshistórico y han sido evitados, ya sea por medio de modificaciones a la teoría o como resultado de observaciones másprecisas. Otros aspectos, como el problema de la penumbra en cúspide y el problema de la galaxia enana de materiaoscura fría, no se consideran graves, dado que pueden resolverse a través de un perfeccionamiento de la teoría.Existe un pequeño número de proponentes de cosmologías no estándar que piensan que no hubo Big Bang. Afirmanque las soluciones a los problemas conocidos del Big Bang contienen modificaciones ad hoc y agregados a la teoría.Las partes más atacadas de la teoría incluyen lo concerniente a la materia oscura, la energía oscura y la inflacióncósmica. Cada una de estas características del universo ha sido sugerida mediante observaciones de la radiación defondo de microondas, la estructura a gran escala del cosmos y las supernovas de tipo IA, pero se encuentran en lafrontera de la física moderna (ver problemas no resueltos de la física). Si bien los efectos gravitacionales de materiay energía oscuras son bien conocidos de forma observacional y teórica, todavía no han sido incorporados al modeloestándar de la física de partículas de forma aceptable. Estos aspectos de la cosmología estándar siguen sin tener unaexplicación adecuada, pero la mayoría de los astrónomos y los físicos aceptan que la concordancia entre la teoría delBig Bang y la evidencia observacional es tan cercana que permite establecer con cierta seguridad casi todos losaspectos básicos de la teoría.Los siguientes son algunos de los problemas y enigmas comunes del Big Bang.

El problema del segundo principio de la termodinámicaEl problema del segundo principio de la termodinámica resulta del hecho de que de este principio se deduce que laentropía, el desorden, aumenta si se deja al sistema (el universo) seguir su propio rumbo. Una de las consecuenciasde la entropía es el aumento en la proporción entre radiación y materia por lo tanto el universo debería terminar enuna muerte térmica, una vez que la mayor parte de la materia se convierta en fotones y estos se diluyan en lainmensidad del universo.Otro problema señalado por Roger Penrose es que la entropía parece haber sido anormalmente pequeña en el estadoinicial del universo. Penrose evalúa la probabilidad de un estado inicial en aproximadamente: .[2] Deacuerdo con Penrose y otros, la teoría cosmológica ordinaria no explica porqué la entropía inicial del universo es tananormalmente baja, y propone la hipótesis de curvatura de Weil en conexión con ella. De acuerdo con esa hipótesisuna teoría cuántica de la gravedad debería dar una explicación tanto del porqué el universo se inició en un estado decurvatura de Weil nula y de una entropía tan baja. Aunque todavía no se ha logrado una teoría de la gravedadcuántica satisfactoria.Por otro lado en la teoría estándar el estado entrópico anormalmente bajo, se considera que es producto de una "gran casualidad" justificada en base al principio antrópico. Postura que Penrose y otros consideran filosóficamente

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insatisfactoria.

El problema del horizonteEl problema del horizonte, también llamado problema de la causalidad, resulta del hecho de que la información nopuede viajar más rápido que la luz, de manera que dos regiones en el espacio separadas por una distancia mayor quela velocidad de la luz multiplicada por la edad del universo no pueden estar causalmente conectadas. En este sentido,la isotropía observada de la radiación de fondo de microondas (CMB) resulta problemática, debido a que el tamañodel horizonte de partículas en ese tiempo corresponde a un tamaño de cerca de dos grados en el cielo. Si el universohubiera tenido la misma historia de expansión desde la época de Planck, no habría mecanismo que pudiera hacer queestas regiones tuvieran la misma temperatura.Esta aparente inconsistencia se resuelve con la teoría inflacionista, según la cual un campo de energía escalarisótropo domina el universo al transcurrir un tiempo de Planck luego de la época de Planck. Durante la inflación, eluniverso sufre una expansión exponencial, y regiones que se afectan mutuamente se expanden más allá de susrespectivos horizontes. El principio de incertidumbre de Heisenberg predice que durante la fase inflacionista habráfluctuaciones primordiales, que se simplificarán hasta la escala cósmica. Estas fluctuaciones sirven de semilla paratoda la estructura actual del universo. Al pasar la inflación, el universo se expande siguiendo la ley de Hubble, y lasregiones que estaban demasiado lejos para afectarse mutuamente vuelven al horizonte. Esto explica la isotropíaobservada de la CMB. La inflación predice que las fluctuaciones primordiales son casi invariantes según la escala yque tienen una distribución normal o gaussiana, lo cual ha sido confirmado con precisión por medidas de la CMB.En 2003 apareció otra teoría para resolver este problema, la velocidad variante de la luz de João Magueijo, queaunque a la larga contradice la relatividad de Einstein usa su ecuación incluyendo la constante cosmológica pararesolver el problema de una forma muy eficaz que también ayuda a solucionar el problema de la planitud.

El problema de la planitudEl problema de la planitud (flatness problem en inglés) es un problema observacional que resulta de lasconsecuencias que la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker tiene para con la geometría del universo. Engeneral, se considera que existen tres tipos de geometrías posibles para nuestro universo según su curvatura espacial:geometría elíptica (curvatura positiva), geometría hiperbólica (negativa) y geometría euclidiana o plana (curvaturanula).Dicha geometría viene determinada por la cantidad total de densidad de energía del universo (medida mediante eltensor de tensión-energía). Siendo Ω el cociente entre la densidad de energía ρ medida observacionalmente y ladensidad crítica ρc, se tiene que para cada geometría las relaciones entre ambos parámetros han de ser :

La densidad en el presente es muy cercana a la densidad crítica, o lo que es lo mismo, el universo hoy esespacialmente plano, dentro de una buena aproximación. Sin embargo, las diferencias con respecto a la densidadcrítica crecen con el tiempo, luego en el pasado la densidad tuvo que ser aún más cercana a esta. Se ha medido queen los primeros momentos del universo la densidad era diferente a la crítica tan sólo en una parte en 1015 (unamilbillonésima parte). Cualquier desviación mayor hubiese conducido a una muerte térmica o un Big Crunch y eluniverso no sería como ahora.Una solución a este problema viene de nuevo de la teoría inflacionaria. Durante el periodo inflacionario elespacio-tiempo se expandió tan rápido que provocó una especie de estiramiento del universo acabando con cualquiercurvatura residual que pudiese haber. Así la inflación pudo hacer al universo plano.

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Edad de los cúmulos globularesA mediados de los años 90, las observaciones realizadas de los cúmulos globulares parecían no concondar con laTeoría del Big Bang. Las simulaciones realizadas por ordenador de acuerdo con las observaciones de las poblacionesestelares de cúmulos de galaxias sugirieron una edad de cerca de 15.000 millones de años, lo que entraba enconflicto con la edad del universo, estimada en 13.700 millones de años. El problema quedó resuelto a finales de esadécada, cuando las nuevas simulaciones realizadas, que incluían los efectos de la pérdida de masa debida a losvientos estelares, indicaron que los cúmulos globulares eran mucho más jóvenes. Quedan aún en el aire algunaspreguntas en cuanto a con qué exactitud se miden las edades de los cúmulos, pero está claro que éstos son algunos delos objetos más antiguos del universo.

Monopolos magnéticosLa objeción de los monopolos magnéticos fue propuesta a finales de la década de 1970. Las teorías de la granunificación predicen defectos topológicos en el espacio que se manifestarían como monopolos magnéticosencontrándose en el espacio con una densidad mucho mayor a la observada. De hecho, hasta ahora, no se ha dadocon ningún monopolo. Este problema también queda resuelto mediante la inflación cósmica, dado que ésta eliminatodos los puntos defectuosos del universo observable de la misma forma que conduce la geometría hacia su formaplana. Es posible que aún así pueda haber monopolos pero se ha calculado que apenas si habría uno por cadauniverso visible, una cantidad ínfima y no observable en todo caso.

Materia oscuraEn las diversas observaciones realizadas durante las décadas de los 70 y 80 (sobre todo las de las curvas de rotaciónde las galaxias) se mostró que no había suficiente materia visible en el universo para explicar la intensidad aparentede las fuerzas gravitacionales que se dan en y entre las galaxias. Esto condujo a la idea de que hasta un 90% de lamateria en el universo no es materia común o bariónica sino materia oscura. Además, la asunción de que el universoestuviera compuesto en su mayor parte por materia común llevó a predicciones que eran fuertemente inconsistentescon las observaciones. En particular, el universo es mucho menos "inhomogéneo" y contiene mucho menos deuteriode lo que se puede considerar sin la presencia de materia oscura. Mientras que la existencia de la materia oscura erainicialmente polémica, ahora es una parte aceptada de la cosmología estándar, debido a las observaciones de lasanisotropías en el CMB, dispersión de velocidades de los cúmulos de galaxias, y en las estructuras a gran escala,estudios de las lentes gravitacionales y medidas por medio de rayos x de los cúmulos de galaxias. La materia oscurase ha detectado únicamente a través de su huella gravitacional; no se ha observado en el laboratorio ningunapartícula que se le pueda corresponder. Sin embargo, hay muchos candidatos a materia oscura en física de partículas(como, por ejemplo, las partículas pesadas y neutras de interacción débil o WIMP (Weak Interactive MassiveParticles), y se están llevando a cabo diversos proyectos para detectarla.

Energía oscuraEn los años 90, medidas detalladas de la densidad de masa del universo revelaron que ésta sumaba en torno al 30%de la densidad crítica. Puesto que el universo es plano, como indican las medidas del fondo cósmico de microondas,quedaba un 70% de densidad de energía sin contar. Este misterio aparece ahora conectado con otro: las medicionesindependientes de las supernovas de tipo Ia han revelado que la expansión del universo experimenta una aceleraciónde tipo no lineal, en vez de seguir estrictamente la Ley de Hubble. Para explicar esta aceleración, la relatividadgeneral necesita que gran parte del universo consista en un componente energético con gran presión negativa. Se creeque esta energía oscura constituye ese 70% restante. Su naturaleza sigue siendo uno de los grandes misterios del BigBang. Los candidatos posibles incluyen una constante cosmológica escalar y una quintaesencia. Actualmente seestán realizando observaciones que podrían ayudar a aclarar este punto.

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El futuro de acuerdo con la teoría del Big BangAntes de las observaciones de la energía oscura, los cosmólogos consideraron dos posibles escenarios para el futurodel universo. Si la densidad de masa del Universo se encuentra sobre la densidad crítica, entonces el Universoalcanzaría un tamaño máximo y luego comenzaría a colapsarse. Éste se haría más denso y más caliente nuevamente,terminando en un estado similar al estado en el cual empezó en un proceso llamado Big Crunch. Por otro lado, si ladensidad en el Universo es igual o menor a la densidad crítica, la expansión disminuiría su velocidad, pero nunca sedetendría. La formación de estrellas cesaría mientras el Universo en crecimiento se haría menos denso cada vez. Elpromedio de la temperatura del universo podría acercarse asintóticamente al cero absoluto (0 K ó -273,15 °C). Losagujeros negros se evaporarían por efecto de la radiación de Hawking. La entropía del universo se incrementaríahasta el punto en que ninguna forma de energía podría ser extraída de él, un escenario conocido como muertetérmica. Más aún, si existe la descomposición del protón, proceso por el cual un protón decaería a partículas menosmasivas emitiendo radiación en el proceso, entonces todo el hidrógeno, la forma predominante del materia bariónicaen el universo actual, desaparecería a muy largo plazo, dejando solo radiación.Las observaciones modernas de la expansión acelerada implican que cada vez una mayor parte del universo visibleen la actualidad quedará más allá de nuestro horizonte de sucesos y fuera de contacto. Se desconoce cuál sería elresultado de este evento. El modelo Lambda-CMD del universo contiene energía oscura en la forma de una constantecosmológica (de alguna manera similar a la que había incluido Einstein en su primera versión de las ecuaciones decampo). Esta teoría sugiere que sólo los sistemas mantenidos gravitacionalmente, como las galaxias, se mantendríanjuntos, y ellos también estarían sujetos a la muerte térmica a medida que el universo se enfriase y expandiese. Otrasexplicaciones de la energía oscura-llamadas teorías de la energía fantasma sugieren que los cúmulos de galaxias yfinalmente las galaxias mismas se desgarrarán por la eterna expansión del universo, en el llamado Big Rip.Véase también: Destino último del universo

Física especulativa más allá del Big BangA pesar de que el modelo del Big Bang se encuentra bien establecido en la cosmología, es probable que se redefinaen el futuro. Se tiene muy poco conocimiento sobre el universo más temprano, durante el cual se postula que ocurrióla inflación. También es posible que en esta teoría existan porciones del Universo mucho más allá de lo que esobservable en principio. En la teoría de la inflación, esto es un requisito: La expansión exponencial ha empujadograndes regiones del espacio más allá de nuestro horizonte observable. Puede ser posible deducir qué ocurrió cuandotengamos un mejor entendimiento de la física a altas energías. Las especulaciones hechas al respecto, por lo generalinvolucran teorías de gravedad cuántica.Algunas propuestas son:• Inflación caótica.• Cosmología de branas, incluyendo el modelo ekpirótico, en el cual el Big Bang es el resultado de una colisión

entre membranas.• Un universo oscilante en el cual el estado primitivo denso y caliente del universo temprano deriva del Big Crunch

de un universo similar al nuestro. El universo pudo haber atravesado un número infinito de big bangs y bigcrunchs. El cíclico, una extensión del modelo ekpirótico, es una variación moderna de esa posibilidad.

• Modelos que incluyen la condición de contorno de Hartle-Hawking, en la cual totalidad del espacio-tiempo esfinito. Algunas posibilidades son compatibles cualitativamente unas con otras. En cada una se encuentraninvolucradas hipótesis aún no testeadas.

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Interpretaciones filosóficas y religiosasExiste un gran número de interpretaciones sobre la teoría del Big Bang que son completamente especulativas oextra-científicas. Algunas de estas ideas tratan de explicar la causa misma del Big Bang (primera causa), y fueroncriticadas por algunos filósofos naturalistas por ser solamente nuevas versiones de la creación. Algunas personascreen que la teoría del Big Bang brinda soporte a antiguos enfoques de la creación, como por ejemplo el que seencuentra en el Génesis (ver creacionismo), mientras otros creen que todas las teorías del Big Bang soninconsistentes con las mismas.El Big Bang como teoría científica no se encuentra asociado con ninguna religión. Mientras algunas interpretacionesfundamentalistas de las religiones entran en conflicto con la historia del universo postulada por la teoría del BigBang, la mayoría de las interpretaciones son liberales. A continuación sigue una lista de varias interpretacionesreligiosas de la teoría del Big Bang (que son hasta cierto punto incompatibles con la propia descripción científica delmismo):• En la Biblia cristiana aparecen dos versículos que hablarían del big bang y el big crunch: «Él está sentado sobre el

círculo de la tierra, cuyos moradores son como langostas; él extiende los cielos como una cortina, los despliegacomo una tienda para morar» (Isaías 40.22). «Y todo el ejército de los cielos se disolverá, y se enrollarán loscielos como un libro; y caerá todo su ejército como se cae la hoja de la parra, y como se cae la de la higuera»(Isaías 34.4).[3]

• La Iglesia Católica Romana ha aceptado el Big Bang como una descripción del origen del Universo. Se hasugerido que la teoría del Big Bang es compatible con las vías de santo Tomás de Aquino, en especial con laprimera de ellas sobre el movimiento, así como con la quinta.

• Algunos estudiantes del Kabbalah, el deísmo y otras fes no antropomórficas, concuerdan con la teoría del BigBang, conectándola por ejemplo con la teoría de la "retracción divina" (tzimtzum) como es explicado por el judíoMoisés Maimónides.

• Algunos musulmanes modernos creen que el Corán hace un paralelo con el Big Bang en su relato sobre lacreación: «¿No ven los no creyentes que los cielos y la Tierra fueron unidos en una sola unidad de creación, antesde que nosotros los separásemos a la fuerza? Hemos creado todos los seres vivientes a partir del agua» (capítulo21, versículo 30). El Corán también parece describir un universo en expansión: «Hemos construido el cielo conpoder, y lo estamos expandiendo» (52.47).

• Algunas ramas teístas del hinduismo, tales como las tradiciones vishnuistas, conciben una teoría de la creacióncon ejemplos narrados en el tercer canto del Bhagavata Purana (principalmente, en los capítulos 10 y 26), dondese describe un estado primordial se expande mientras el Gran Vishnú observa, transformándose en el estadoactivo de la suma total de la materia (prakriti).

• El budismo posee una concepción del universo en el cual no hay un evento de creación. Sin embargo, no pareceser que la teoría del Big Bang entrara en conflicto con la misma, ya que existen formas de obtener un universoeterno según el paradigma. Cierto número de populares filósofos Zen estuvieron muy interesados, en particular,por el concepto del universo oscilante.

Véase también

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• Agujero blanco • Cronología de la cosmología • Singularidad desnuda• Big Bounce • Cronología del Big Bang • Teoría del estado estacionario• Big Crunch • Cosmología • Universo• Big Freeze • Forma del universo • Ylem• Big Rip • Modelo Lambda-CDM • Flujo oscuro• Cosmos

Referencias[1] Michio Kaku, El Universo de Einstein, p. 109.[2] R. Penrose, 1996, p.309 (http:/ / www. exactas. org/ modules/ UpDownload/ store_folder/ Otra_Literatura/ Roger. Penrose. -. La. Mente.

Nueva. Del. Emperador. pdf)[3] La conexión del versículo 4 del capítulo 34 del libro de Isaías con el Big Crunch es, por lo menos, dudosa. De la lectura del capítulo se

desprende que está hablando de la destrucción definitiva de Edom. En la Biblia es bastante común el lenguaje simbólico y suele utilizarse laexpresión cielos como símbolo y sinónimo de gobierno, pues el «cielo» es lo que está encumbrado, en las alturas, como los reyes y las clasesdirigentes. Isaías 14:12 describe a la dinastía de Nabucodonosor como semejante a estrella. Menciona en exclamación cómo ha caído del cieloel «resplandeciente hijo del alba». Al derrocar al reino davídico autorizado por Dios,la dinastía babilonia se ensalzó a sí misma hasta los cielos,de donde provenía la autoridad de estos reinos, según el contenido bíblico (Isaías 14: 13, 14). El derrocamiento del reino davídico se refiere ala primera destrucción del Templo y de Jerusalén a manos de los babilonios. El versículo 15 indica que se le hará descender al sheol, enhebreo: tumba.

Bibliografía• Barrow, John D., Las constantes de la naturaleza. Crítica. Barcelona (2006). ISBN 978-84-8432-684-7• Green, Brian, El tejido del cosmos. Espacio, tiempo y la textura de la realidad. Crítica. Barcelona (2006). ISBN

978-84-8432-737-0.• Gribbin, John, En busca del Big Bang. Colección "Ciencia hoy". Madrid: Ediciones Pirámide, 09/1989. ISBN

84-368-0421-X e ISBN 978-84-368-0421-8.• Hawking, S. W., Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros. Barcelona: Círculo de Lectores,

09/1991. ISBN 84-226-2715-9 e ISBN 978-84-226-2715-9.• http:/ / www. exactas. org/ modules/ UpDownload/ store_folder/ Otra_Literatura/ Roger. Penrose. -. La. Mente.

Nueva. Del. Emperador. pdf• Penrose, Roger, La nueva mente del emperador, Fondo de Cultura Económica, México D.F. (1996). ISBN

978-968-13-4361-3]• Weinberg, Steven, Los tres primeros minutos del universo, Alianza, Madrid (1999). ISBN 978-84-206-6730-0.

Introducciones técnicas• S. Dodelson, Modern Cosmology, Academic Press (2003). Released slightly before the WMAP results, this is the

most modern introductory textbook.• E. W. Kolb and M. S. Turner, The Early Universe, Addison-Wesley (1990). This is the classic reference for

cosmologists.• P. J. E. Peebles, Principles of Physical Cosmology, Princeton University Press (1993). Peebles' book has a strong

historical focus.

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Fuentes de primera mano• G. Lemaître, "Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse

radiale des nébuleuses extragalactiques" (A homogeneous Universe of constant mass and growing radiusaccounting for the radial velocity of extragalactic nebulae), Annals of the Scientific Society of Brussels 47A(1927):41—General Relativity implies the universe has to be expanding. Einstein brushed him off in the sameyear. Lemaître's note was translated in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 91 (1931): 483–490.

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• G. Gamow, "The Origin of Elements and the Separation of Galaxies," Physical Review 74 (1948), 505. These two1948 papers of Gamow laid the foundation for our present understanding of big-bang nucleosynthesis.

• G. Gamow, Nature 162 (1948), 680.• R. A. Alpher, "A Neutron-Capture Theory of the Formation and Relative Abundance of the Elements," Physical

Review 74 (1948), 1737.• R. A. Alpher and R. Herman, "On the Relative Abundance of the Elements," Physical Review 74 (1948), 1577.

This paper contains the first estimate of the present temperature of the universe.• R. A. Alpher, R. Herman, and G. Gamow Nature 162 (1948), 774.• A. A. Penzias and R. W. Wilson, "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s," Astrophysical

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Journal 142 (1965), 414. The theoretical interpretation of Penzias and Wilson's discovery.• A. D. Sakharov, "Violation of CP invariance, C asymmetry and baryon asymmetry of the universe," Pisma Zh.

Eksp. Teor. Fiz. 5, 32 (1967), translated in JETP Lett. 5, 24 (1967).• R. A. Alpher and R. Herman, "Reflections on early work on 'big bang' cosmology" Physics Today Aug 1988

24–34. A review article.

Religión y filosofía• Jean-Marc Rouvière, Brèves méditations sur la création du monde, Ed. L'Harmattan, París, 2006.• Leeming, David Adams, and Margaret Adams Leeming, A Dictionary of Creation Myths. Oxford University Press

(1995), ISBN 0-19-510275-4.• Pío XII (1952), "Modern Science and the Existence of God," The Catholic Mind 49:182–192.

Artículos de investigaciónLa mayoría de los artículos científicos sobre cosmología están disponibles como preimpresos en (http:/ / arxiv. org/arxiv. org). Generalmente son muy técnicos, pero algunas veces tienen una introducción clara en inglés. Los archivosmás relevantes, que cubren experimentos y teoría están el el archivo de astrofísica (http:/ / arxiv. org/ archive/astro-ph), donde se ponen a disposición artículos estrechamente basados en observaciones, y el archivo de relatividadgeneral y cosmología cuántica (http:/ / arxiv. org/ archive/ gr-qc), el cual cubre terreno más especulativo. Losartículos de interés para los cosmólogos también aparecen con frecuencia en el archivo sobre Fenómenos de altaenergía (http:/ / arxiv. org/ archive/ hep-th) y sobre teoría de alta energía (http:/ / arxiv. org/ archive/ hep-th).

Teoría del Big Bang 28

Enlaces externos• Wikcionario tiene definiciones para Big Bang.Wikcionario• Wikiquote alberga frases célebres de o sobre Teoría del Big Bang. Wikiquote

• Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre Teoría del Big Bang. Commons• Juego del Big Bang 2.0 (http:/ / www. bigbang. cat/ es/ ) Museo Nacional de la Ciencia y de la Técnica de

Cataluña.• Modelo Cosmológico Estándar (http:/ / simplementeeluniverso. vndv. com/ index. php?urliframe=vp002-001a.

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y Revolución (http:/ / engels. org/ libr/ razon/ raz_0. htm), Fundación Federico Engels.

Ley de Hubble 29

Ley de HubbleLa ley de Hubble es una ley de cosmología física que establece que el corrimiento al rojo de una galaxia esproporcional a la distancia a la que ésta se encuentra.La ley fue formulada por Edwin Hubble y su colaborador Milton Humason en 1929[1] después de cerca de unadécada de observaciones. Es considerada como la primera evidencia observacional del paradigma de la expansión deluniverso y actualmente sirve como una de las piezas más citadas como prueba de soporte del Big Bang, según la Leyde Hubble, una medida de la inercia de la expansión del universo viene dada por la Constante de Hubble. A partir deesta relación observacional se puede inferir que las galaxias se alejan unas de otras a una velocidad proporcional a sudistancia, relación más general que se conoce como relación velocidad-distancia y que a veces es confundida con laley de Hubble. Los cálculos más recientes de la constante, utilizando los datos del satélite WMAP, empezaron en2003, permitieron dar el valor de 71 ± 4(km/s)/Mpc para esta constante. En 2006 los nuevos datos aportados por estesatélite dieron el valor de 70 (km/s)/Mpc, +2.4/-3.2. De acuerdo con estos valores, el universo tiene una edadpróxima a los 14.000 millones de años. En agosto de 2006, una medida menos precisa se obtuvo independientementeutilizando datos del Observatorio de rayos X Chandra orbital de la NASA: 77 ± 15%(km/s)/Mpc.[2]

HistoriaUna década antes de que Hubble hiciera sus observaciones, varios físicos y matemáticos habían establecido unaconsistente teoría de la relación entre el espacio y el tiempo utilizando las ecuaciones de campo de Einstein de larelatividad general. Aplicando los principios generales a la naturaleza del universo se produjo una solución dinámicaque chocó con la entonces prevaleciente noción de un universo estático.En 1922, Alexander Friedmann halló sus ecuaciones de Friedmann a partir de las ecuaciones de campo de Einstein,demostrando que el universo se puede expandir a una velocidad calculable por las ecuaciones.[3] El parámetroutilizado por Friedman es conocido actualmente como el factor de escala con el que puede ser considerada como unaforma invariante en escala de la constante de proporcionalidad de la ley de Hubble. Georges Lemaîtreindependientemente encontró una solución similar en 1927. Las ecuaciones de Friedmann se obtienen insertando lamétrica de un universo homogéneo e isótropo en las ecuaciones de campo de Einstein para un fluido con unadensidad y una presión dada. Esta idea de un espacio-tiempo expandiéndose eventualmente conduciría a las teoríascosmológicas del Big Bang y del Estado Estacionario.Antes de la aparición de la cosmología moderna, había una gran discusión sobre el tamaño y la forma del universo.En 1920, tuvo lugar el famoso debate Shapley-Curtis entre Harlow Shapley y Heber D. Curtis sobre el tema. Shapleyapoyaba la idea de un pequeño universo del tamaño de la Vía Láctea y Curtis argumentaba que el universo eramucho mayor. El objeto del debate sería resuelto en la década siguiente con las observaciones mejoradas de Hubble.Edwin Hubble pasó gran parte de su trabajo profesional en la astronomía observacional en el Observatorio MonteWilson, el telescopio más potente del mundo del momento. Sus observaciones de las estrellas variables cefeidas ennebulosas espirales le permitían calcular las distancias a estos objetos. Sorprendentemente, estos objetos se descubrióque estaban a distancias que les ubicaban fuera de la Vía Láctea. Las nebulosas fueron descritas por primera vezcomo "islas de universos" y fue sólo después del descubrimiento de la "galaxia" moniker que se aplicaría a ellas.En los años 20, Hubble combinó estas medidas de distancias de galaxias con las medidas de Vesto Slipher a partir del corrimiento al rojo debido a la recesión o alejamiento relativo entre ellas según el Efecto Doppler, Hubble descubrió entre ambas magnitudes una relación lineal, es decir, cuanto más lejos se halla una galaxia, mayor es su corrimiento al rojo. Al coeficiente de proporcionalidad se lo denomina Constante de Hubble, H0 Aunque había una dispersión considerable (ahora se sabe que es causada por la velocidad peculiar), Hubble pudo dibujar una tendencia lineal de 46 galaxias que él había estudiado y obtuvo un valor para la constante de Hubble de 500 km/s/Mpc (mucho mayor que el valor aceptado actualmente debido a los errores en sus calibraciones de la distancia). En 1958, se

Ley de Hubble 30

obtuvo la primera gran estimación de H0, 75 km/s/Mpc, fue publicada por Allan Sandage.Hubble interpretó esta relación como una prueba de que el universo estaba en expansión. Posteriormente, losmodelos teóricos cosmológicos basados en la Teoría de la Relatividad General de Albert Einstein permitieronexplicar esta expansión, ya que surge de forma natural a partir las ecuaciones de campo de la teoría. El propioEinstein, quien creía en un principio en un universo estático, introdujo de forma artificial un término extra a estasecuaciones, denominado constante cosmológica, para evitar el fenómeno de la expansión. Tras los resultadospublicados por Hubble, Einstein se retractó y retiró este término, al que denominó "el mayor error de mi carrera".Einstein haría un famoso viaje a Monte Wilson en 1931 para agradecer a Hubble que proporcionara las basesobservacionales de la cosmología moderna.

El valor de la constante de Hubble y la edad del universoDurante el siglo XX, una de las prioridades de la cosmología fue el cálculo de la Constante de Hubble. Los primeroscálculos realizados por Hubble se basaban en los datos de corrimiento al rojo de 46 galaxias, dando un valor de unos500 km/s/Mpc, según los cuales el universo tendría sólo 2000 millones de años, un valor insuficiente ya en esaépoca, pues por los isótopos de las rocas se sabía que la edad de la Tierra era de unos 4500 millones de años. En1956, Allan Sandage determinó el valor en 180 km/s/Mpc. Dos años después, el propio Sandage publicó un artículocon el valor de 75 (km/s)/Mpc, muy cercano al valor actual. Sin embargo, a principios de los 70 el valor estimado deH0 variaba desde los 50 km/s/Mpc, hasta los 100 km/s/Mpc, según el método empleado. Según estos datos, la edadestimada del universo iba desde los 10.000 millones de años hasta los 20.000 millones de años aproximadamente.Evidentemente, se trataba de una incertidumbre excesiva que era preciso corregir. Los errores en la estimación de H0se debían principalmente a limitaciones instrumentales, por lo que cuando se lanzó el Telescopio Espacial Hubble,una de sus prioridades fue la determinación de H0, en el marco del denominado Hubble Space Telescope KeyProject, aprovechando las excepcionales capacidades de este intrumento. En 2001 se publicaron los resultados deeste proyecto tras varios años de estudio, arrojando un valor para H0 de 72±8 km/s/Mpc, según el cual la edad deluniverso debía ser de unos 10.000 millones de años, insuficiente para dar cuenta de las estrellas más antiguas de loscúmulos globulares, con una edad de unos 14.000 millones de años. Sin embargo, al mismo tiempo, observacionesde supernovas lejanas revelaron que existe algún otro factor que impulsa la expansión del universo que se hadenominado energía oscura. En concreto, la expansión del universo se está acelerando debido a la acción de laenergía oscura, por lo que la edad del universo teniendo en cuenta esta aceleración se acerca a los 14.000 millones deaños, lo que está de acuerdo con la edad de las estrellas más antiguas.En 2001 fue lanzado el satélite WMAP destinado al estudio de la radiación de fondo de microondas. Esta radiaciónaporta datos sobre el universo primigenio, incluyendo el valor de H0, por lo que al estudiarla los cosmólogosdisponen de un segundo método alternativo al corrimiento al rojo de galaxias para el cálculo de H0 En 2003 sepublicaron los primeros resultados del WMAP que daban un valor de 71±4 (km/s)/Mpc para H0 En 2006, análisismás detallados de los datos han permitido estimar H0 en 70 (km/s)/Mpc, +2.4/-3.2, siendo ésta la medida de laConstante de de Hubble de mayor precisión obtenida hasta la fecha.También en 2006 el telescopio espacial de rayos X Chandra calculó H0 mediante otro método independiente,obteniendo el valor de 77 km/s/Mpc.El 5 de mayo de 2009, un equipo liderado por Adam Riess, utilizando el Telescopio Hubble, anunció una mediciónque arrojaba un valor para la constante de 74.2 +/-3.6 km/s/megapársec. Esta medición tiene un margen de errorinferior al 5%.[4] [5]

Más recientemente el 25 de julio de 2011, Florian Beutler, un estudiante de doctorado del International Centre forRadio Astronomy Research (ICRAR) en Australia luego de analizar más de 125.000 galaxias logró una nuevamedida, 67.0 ± 3.2 km/s/megapársec[6] [7]

Ley de Hubble 31

Expresión matemática de la Ley de Hubble

El destino final del universo y la edad del universo pueden ser obtenidas midiendo laconstante de Hubble actual y extrapolando con el valor observado del parámetro de

deceleración, caracterizado de forma única por valores de parámetros de densidad ( ).Un así llamado "universo cerrado" ( ) va hacia un final tipo Big Crunch y es

considerablemente más joven que su edad de Hubble. Un "universo abierto" ( )se expande para siempre y tiene una edad que está cerca de su edad de Hubble. Para eluniverso acelerante en el que habitamos, la edad del universo está coincidentemente

cercana a la edad de Hubble.

La ley de Hubble puede escribirse:c z=H

0 D, siendo

z el corrimiento al rojo, unnúmero adimensional.

c la velocidad de la luzD la distancia actual a lagalaxia (en mega pársecMpc).

H0 la constante de Hubbleen el momento de laobservación

Y la relación velocidad-distancia --másgeneral y muchas veces confundidacon la ley de Hubble-- puedeformularse como

v=H D, siendov la velocidad de recesióndebida a la expansión deluniverso (generalmente en km/s)

D la distancia actual a la galaxia (en mega pársec Mpc).H la constante de Hubble

La relación velocidad-distancia puede derivarse suponiendo que el universo es homogéneo (las observacionesrealizadas desde todos los puntos son las mismas) y se expande (o contrae).Estrictamente hablando, ni v ni D en la fórmula son directemente observables, porque desde el momento en que fueemitida la luz hasta el momento de la observación el universo se ha cambiado de tamaño. Para galaxias relativamentecercanas (z es mucho menor que la unidad), v y D no habrán cambiado mucho y v se puede estimar utilizando lafórmula donde c es la velocidad de la luz. Ésta es de hecho la relación empírica encontrada por Hubble.Para galaxias distantes, v (o D) no se puede calcular a partir de z sin especificar un modelo detallado de cómo cambiaH con el tiempo. El desplazamiento al rojo no está directamente relacionado con la velocidad de recesión en elmomento en que la luz salió, pero tiene una interpretación simple: (1 + z) es el factor por el que el universo se haexpandido mientras el fotón estaba viajando hacia el observador.

Si se utiliza la ley de Hubble para determinar distancias, sólo se puede utilizar la velocidad debida a la expansión deluniverso. Como las galaxias interaccionando gravitacionalmente se mueven relativamente las unas con las otrasindependientemente de la expansión del universo, estas velocidades relativas, llamadas velocidades peculiares,necesitarían tenerse en cuenta para aplicar la ley de Hubble correctamente. Si la velocidad peculiar de una galaxia esV entonces la relación velocidad-distancia debe escribirse

v=H D + V

Ley de Hubble 32

Notas adicionalesLa distancia D a galaxias cercanas se puede estimar por ejemplo comparando su brillo aparente, con su brilloabsoluto teórico.• En cualquier caso, D ha de ser la distancia actual a la galaxia, no la que existía cuando la galaxia emitió la luz que

hoy recibimos. Esta distancia es en realidad imposible de observar directamente. Se deduce a partir de losmodelos teóricos y de la observación del brillo aparente.

La velocidad v se define como la tasa de variación de la distancia D con el tiempo.• La relación velocidad-distancia es estrictamente válida para cualquier distancia mientras que la ley de Hubble es

una aproximación válida para galaxias relativamente cercanas donde la velocidad puede determinarse mediante elcorrimiento al rojo (z) empleando la fórmula v ≈ zc; siendo c la velocidad de la luz. Sin embargo, tan sólo debeconsiderarse la velocidad debida a la expansión del universo, al margen de otros movimientos relativos de lasgalaxias (movimiento peculiar).

Los sistemas con ligaduras gravitacionales, como las galaxias o el Sistema Solar, no se encuentran sujetos a la ley deHubble y no se expanden.

Constante de HubbleLa constante de Hubble es la constante de proporcionalidad que aparece en la forma matemática de la ley de Hubble.Si bien en la formulación original, dicho parámetro aparecía como un número de valor fijo, los modeloscosmológicos relativistas en los que se basa el Big Bang sugerían que el parámetro de Hubble no era realmente unaconstante sino un parámetro que variaba lentamente con el tiempo, por eso modernamente muchos autores serefieren a la "constante de Hubble" más propiamente como el parámetro de Hubble.Mediante las ecuaciones de la teoría de la relatividad general especializadas a los modelos de expansión métrica delespacio con métrica de métrica FLRW se puede probar que la edad del universo está relacionada con la constante deHubble y también el radio del universo observable (si se conoce la edad del universo).

Variación temporalEl valor del parámetro de Hubble cambia con el tiempo aumentando o disminuyendo dependiendo del signo delparámetro de deceleración , que viene definido por:

Podemos definir la "edad de Hubble" (también conocido como el "tiempo de Hubble" o el "periodo de Hubble") deluniverso como 1/H0, o 978000 millones de años/[H0/(km/s/Mpc)]. La edad de Hubble es de 14000 millones de añospara H0=70 km/s/Mpc, o 13800 millones de años para H0=71 km/s/Mpc. La distancia a una galaxia esaproximadamente zc/H0 para pequeños desplazamientos al rojo z y expresando c como 1 año luz por año, estadistancia puede expresarse simplemente como z veces 13800 millones de años luz.Durante mucho tiempo se pensó que q era positiva, indicando que la expansión se estaba ralentizando debido a laatracción gravitacional. Esto implicaría una edad del universo menor que 1/H (que es de unos 14000 millones deaños). Por ejemplo, un valor de q de 1/2 (considerado por muchos teóricos) daría una edad del universo de 2/(3H). Eldescubrimiento en 1998 que q es aparentemente negativo significa que el universo podría realmente ser más viejoque 1/H. De hecho, las estimaciones de la edad del universo están, casualmente, muy cercanas a 1/H.

Ley de Hubble 33

Medición de la constante de Hubble

Para mucha gente de la segunda mitad del siglo XX el valor de se estima que está entre 50 y 90 (km/s)/Mpc. Elvalor de la constante de Hubble fue el tema de una larga y más bien encarnizada controversia entre Gérard deVaucouleurs que reivindicaba un valor en torno a 100 y Allan Sandage que reivindicaba un valor cerca de 50. En1996, un debate moderado por John Bahcall entre Gustav Tammann y Sidney van den Bergh fue mantenido de lamisma manera que el anterior debate entre Shapley y Curtis sobre estos dos valores competidores. Esta diferenciafue resuelta parcialmente con la introducción del Modelo Lambda-CDM del universo a finales de los años 1990. Conlas observaciones de este modelo de los cúmulos de alto corrimiento al rojo a longitudes de onda de microondasutilizando el efecto Sunyaev-Zel'dovich, las medidas de las anisotropías del fondo cósmico de microondas y todas lasexpediciones ópticas dieron un valor en torno a 70 para la constante. En particular el telescopio espacial Hubble(conducido por la doctora Wendy L. Freedman, de los Observatorios Carnegie) dieron la resolución óptica másexacta en mayo de 2001 con su estimación final de 72±8 (km/s)/Mpc, consistente con una medida de basada enlas observaciones del efecto Sunyaev-Zel'dovich de muchas agrupaciones galácticas teniendo una exactitud similar.La mayor exactitud en la resolición del fondo cósmico de microondas ha sido 71±4 (km/s)/Mpc, por el WMAP en2003 y 70(+2.4,-3.2) (km/s)/Mpc, para las medidas de 2006. En agosto de 2006, utilizando el Observatorio de rayosX Chandra de la NASA, un equipo del Marshall Space Flight Center encontró que la constante de Hubble valía 77(km/s)/Mpc, con una incertidumbre de aproximadamente el 15%.[8] La consistencia de las medidas de todos estosmétodos se presta al soporte del valor medido de y del modelo Lambda-CDM. En el sistema métrico decimal,

es de unos 2.3×10-18 s-1, esto no debería escribitse en Hz ya que la cantidad no es una frecuencia.Un valor para medido de las observaciones del candela estándar de las supernovas Tipo Ia, que en 1998 se hallóque era negativa, sorprendió a muchos astrónomos con la implicación de que la expansión del universo actualmentese está "acelerando" (aunque el factor de Hubble sigue decreciendo con el tiempo.

Notas[1] Hubble, Edwin, " Una Relación entre la Distancia y la Velocidad Radial entre Nebulosas Extra-Galácticas (http:/ / adsabs. harvard. edu/

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[2] « Chandra Confirma la Constante de Hubble (http:/ / www. universetoday. com/ 2006/ 08/ 08/ chandra-confirms-the-hubble-constant/ )».Consultado el 04-07-2007.

[3] Friedman, A: Über die Krümmung des Raumes, Z. Phys. 10 (1922), 377-386 (traducción al inglés en: Gen. Rel. Grav. 31 (1999), 1991-2000.)[4] Adam G. Riess (marzo de 2009). « A Redetermination of the Hubble Constant with the Hubble Space Telescope from a Differential Distance

Ladder (http:/ / arxiv. org/ abs/ 0905. 0695)» (en inglés). Consultado el 9 de mayo de 2009.[5] « Los astrónomos se acercan a la energía oscura con una constante de Hubble refinada (http:/ / www. cienciakanija. com/ 2009/ 05/ 08/

los-astronomos-se-acercan-a-la-energia-oscura-con-una-constante-de-hubble-refinada/ #more-3268)» (2009). Consultado el 9 de mayo de2009.

[6] « A new way to measure the expansion of the Universe (http:/ / www. icrar. org/ news/ news_items/ media-releases/a-new-way-to-measure-the-expansion-of-the-universe)» (en inglés) (julio de 2011). Consultado el 28 de julio de 2011.

[7] « The 6dF Galaxy Survey: Baryon Acoustic Oscillations and the Local Hubble Constant (http:/ / arxiv. org/ PS_cache/ arxiv/ pdf/ 1106/ 1106.3366v1. pdf)» (en inglés) (PDF) (julio de 2011). Consultado el 28 de julio de 2011.

[8] Chandra independientemente determina la constante de Hubble (http:/ / www. spaceflightnow. com/ news/ n0608/ 08hubbleconstant/ ) enSpaceflight Now

Ley de Hubble 34

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John Huchra).• Ipac.CalTech.edu (http:/ / www. ipac. caltech. edu/ H0kp/ H0KeyProj. html) (el proyecto clave de Hubble]

Evolución estelarEn astronomía, se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo desu existencia.Durante mucho tiempo se pensó que las estrellas eran enormes bolas de fuego perpetuo. En el siglo XIX aparecen lasprimeras teorías científicas sobre el origen de su energía: Lord Kelvin y Helmholtz propusieron que las estrellasextraían su energía de la gravedad contrayéndose gradualmente. Pero dicho mecanismo habría permitido mantener laluminosidad del Sol durante únicamente unas decenas de millones de años, lo que no concordaba con la edad de laTierra medida por los geólogos, que ya entonces se estimaba en varios miles de millones de años. Esa discordanciallevó a la búsqueda de una fuente de energía distinta a la gravedad; en la década de 1920 Sir Arthur Eddingtonpropuso la energía nuclear como alternativa. Hoy en día sabemos que la vida de las estrellas está regida por esosprocesos nucleares y que las fases que atraviesan desde su formación hasta su muerte dependen de las tasas de losdistintos tipos de reacciones nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambios que en ellas se producen alvariar su temperatura y composición internas. Así pues, la evolución estelar puede describirse como una batalla entredos fuerzas: la gravitatoria, que desde la formación de una estrella a partir de una nube de gas tiende a comprimirla ya conducirla al colapso gravitatorio, y la nuclear, que tiende a oponerse a esa contracción a través de la presióntérmica resultante de las reacciones nucleares. Aunque finalmente el ganador de esta batalla es la gravedad (ya queen algún momento la estrella no tendrá más combustible nuclear que emplear), la evolución de la estrella dependerá,fundamentalmente, de su masa inicial y, en segundo lugar, de su metalicidad y su velocidad de rotación así como dela presencia de estrellas compañeras cercanas.Una estrella de metalicidad solar, baja velocidad de rotación y sin compañeras cercanas, atraviesa las siguientesfases, conforme a su masa inicial:[1] [2]

Evolución estelar 35

Rango de masas Fases evolutivas Destino final

Masa baja: M 0,5MSol

PSP SP SubG GR ¿NP?+EB

Masa intermedia: 0,5MSol

M 9 MSol PSP SP SubG GR AR/RH RAG NP+EB

Masa elevada: 9 MSol M 30MSol

PSP SP SGAz SGAm SGR SN+EN

Masa muyelevada:

30MSol

M PSP SP SGAz/WR VLA WR SN/BRG+AN

Trayectorias evolutivas de estrellas de distintas masas representadas en un diagrama deHertzsprung-Russell.

Los nombres de las fases son:• PSP: Presecuencia principal• SP: Secuencia principal• SubG: Subgigante• GR: Gigante roja• AR: Apelotonamiento rojo• RH: Rama horizontal• RAG: Rama asintótica gigante• SGAz: Supergigante azul• SGAm: Supergigante amarilla• SGR: Supergigante roja• WR: Estrella Wolf-Rayet• VLA: Variable luminosa azulUna estrella puede morir en forma de:• NP: Nebulosa planetaria• SN: Supernova• BRG: Brote de rayos gammay dejar un remanente estelar:• EB: Enana blanca• EN: Estrella de neutrones• AN: Agujero negroLas fases y los valores límites de las masas entre los distintos tipos de posibles evoluciones dependen de lametalicidad, de la velocidad de rotación y de la presencia de compañeras. Así, por ejemplo, algunas estrellas de masabaja o intermedia con una compañera cercana, o algunas estrellas muy masivas y de baja metalicidad, pueden acabarsu vida destruyéndose por completo sin dejar ningún remanente estelar.

El estudio de la evolución estelar está condicionado por sus escalas temporales, casi siempre muy superiores a la deuna vida humana. Por ello no se puede analizar el ciclo de vida completo de cada estrella individualmente, sino quees necesario realizar observaciones de muchas de ellas, cada una en un punto distinto de su evolución, a modo deinstantáneas de ese proceso. En este aspecto es fundamental el estudio de los cúmulos estelares, los queesencialmente son colecciones de estrellas de edad y metalicidad similares pero con un amplio rango de masas. Esosestudios luego se comparan con modelos teóricos y simulaciones numéricas de la estructura estelar.

Evolución estelar 36

La presecuencia principal (PSP): De la nube molecular al inicio del quemadode hidrógeno

NGC 604, una región gigante de formaciónestelar en la Galaxia del Triángulo

Las estrellas se forman a partir de la fragmentación y condensación deinmensas nubes moleculares de gran densidad, tamaño y masa total. Lametalicidad de la nube de gas será la que posean las estrellas que seformen a partir de ella. Normalmente, una misma nube produce variasestrellas formando cúmulos abiertos con decenas y hasta centenares deellas. Estos fragmentos de gas se convertirán en discos de acreción o deacrecimiento de los cuales surgirán planetas si la metalicidad es losuficientemente elevada.

Sea como fuere, el gas prosigue su caída hacia el centro de la nube.Este centro o núcleo de la protoestrella se comprime más deprisa que elresto liberando mayor energía potencial gravitatoria.Aproximadamente la mitad de esa energía se irradia y la otra mitad seinvierte en el calentamiento de la protoestrella. De esta forma el núcleoaumenta su temperatura cada vez más hasta encender el hidrógeno,momento en el cual la presión generada por las reacciones nuclearesasciende rápidamente hasta equilibrar la gravedad.

La masa de la nube determina también la masa de la estrella. No toda la masa de la nube llega a formar parte de laestrella. Gran parte de ese gas es expulsado cuando el «nuevo sol» empieza a lucir. Cuanto más masiva sea estanueva estrella más intenso será su viento estelar llegando al punto de detener el colapso del resto del gas. Existe, porese motivo, un límite máximo en la masa de las estrellas que se pueden formar en torno a las 120 ó 200 masassolares.[3] La metalicidad reduce ese límite, algo incierto, debido a que los elementos son más opacos al paso de laradiación cuanto más pesados. Por lo tanto una mayor opacidad hace que el gas frene su colapso más rápidamentepor acción de la radiación.

La continua lucha entre la gravedad, que tiende a contraer la joven estrella, y la presión producida por el calorgenerado en las reacciones termonucleares de su interior, es el principal factor que determina a partir de entonces laevolución de la estrella.Véanse también: Disco de acrecimiento y Gas interestelar

La secuencia principal (SP): La fase más larga de la vida de las estrellasSe llama secuencia principal a la fase en que la estrella quema hidrógeno en su núcleo mediante fusión nuclear.Aquí la estructura de la estrella consta esencialmente de un núcleo donde tiene lugar la fusión del hidrógeno al helio,y una envoltura que transmite la energía generada hacia la superficie. La mayor parte de las estrellas pasan el 90% desu vida, aproximadamente, en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. En esta fase las estrellasconsumen su combustible nuclear de manera gradual pudiendo permanecer estables por períodos de 2-3 millones deaños, en el caso de las estrellas más masivas y calientes, a miles de millones de años si se trata de estrellas de tamañomedio como el Sol, o hasta decenas o incluso centenares de miles de millones de años en el caso de estrellas de pocamasa como las enanas rojas. Lentamente, la cantidad de hidrógeno disponible en el núcleo disminuye, con lo queéste ha de contraerse para aumentar su temperatura y poder detener su colapso gravitacional. Las temperaturas delnúcleo estelar más elevadas permiten fusionar, progresivamente, nuevas capas de hidrógeno sin procesar. Por estemotivo las estrellas aumentan su luminosidad durante la etapa de secuencia principal de forma paulatina y regular.En una estrella de secuencia principal distinguimos dos modos de quemar el hidrógeno del núcleo, las cadenas PP ocadenas protón-protón y el ciclo CNO o ciclo de Bethe.

Evolución estelar 37

Las cadenas protón-protón se llaman así porque son el conjunto dereacciones que parten de la fusión de un ion de hidrógeno con otroigual, o lo que es lo mismo, de un protón con otro protón. Las siglasdel ciclo CNO hacen referencia a los elementos que intervienen en susreacciones, el carbono, el nitrógeno y el oxígeno. Este conjunto dereacciones usa el carbono-12 como catalizador nuclear. El ciclo CNOes mucho más sensible (dependiente) a la temperatura que las cadenasPP, por lo que a temperaturas elevadas (a partir de 2 × 107K) pasa a serla reacción dominante y la que aporta el grueso de la energía de laestrella; esto ocurre en estrellas más masivas que aproximadamente1,5 masas solares. Debido a esa gran dependencia con la temperatura,los núcleos de las estrellas en las que domina el ciclo CNO sonpequeños y convectivos, mientras que aquellos en los que predominanlas cadenas PP son mayores y radiativos. El menor tiempo limitante delas estrellas CNO también hace que consuman en mucho menos tiemposu hidrógeno.

Véanse también: Cadenas PP y Ciclo CNO

La evolución posterior a la secuencia principal:La vejez de las estrellas

Cuando el hidrógeno desaparece en el centro de la estrella, la estrella comienza su vejez. A partir de este momento,su evolución será muy distinta en función de su masa.

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Estrellas de masa baja e intermedia ( M < 9 MSol )

Fase de subgigante (SubG)

Cuando una estrella de menos de 9 masas solares agota el hidrógeno en su núcleo, empieza a quemarlo en unacáscara alrededor de éste. Como resultado, la estrella se hincha y su superficie se enfría, por lo que se mueve hacia laderecha en el diagrama Hertzsprung-Russell sin variar mucho su luminosidad. Esta fase es la de subgigante y es unestado intermedio entre la secuencia principal y la fase de gigante roja.

Fase de gigante roja (GR)

Al evolucionar una subgigante hacia la derecha (temperaturas más bajas) en el diagrama de Hertzsprung-Russell, enun momento dado la atmósfera de la estrella alcanza un valor crítico de la temperatura que hace que la luminosidadaumente espectacularmente mientras que la estrella se hincha hasta alcanzar un radio cercano a los 100 millones dekm: la estrella se ha convertido así en una gigante roja. Se estima que dentro de unos 5-6 millardos de años el Solllegará a esta condición y devorará a Mercurio y quizás a Venus.Al igual que una subgigante, una gigante roja deriva su energía de quemar hidrógeno en helio en una cáscaraalrededor de su núcleo inerte de helio. La fase de gigante roja termina cuando dicho helio se enciende mediante elproceso triple-alfa. En estrellas con masa inferior a 0,5 masas solares, la temperatura central nunca llega a ser losuficientemente alta como para que se active el proceso triple-alfa, por lo que para ellas ésta es la última fase en laque la estrella se soporta a sí misma con reacciones nucleares.Durante la fase de gigante roja se produce el «primer dragado» (first dredge-up en inglés), en el que el materialprocesado nuclearmente en el interior de la estrella es transportado por la convección (propia de la envoltura de lasgigantes rojas) hasta la superficie, tornándose así detectable.Véase también: Proceso triple-alfa

Fase del apelotonamiento rojo (AR) o de la rama horizontal (RH)

Al encenderse el helio en estrellas de más de 0,5 MSol de masa inicial, la luminosidad de la estrella desciendeligeramente y su tamaño disminuye. Para estrellas de metalicidad solar, la temperatura superficial no varía muchocon respecto a la fase de gigante roja y esta fase recibe el nombre de apelotonamiento rojo (en inglés, red clump)pues las estrellas de masas similares aparecen agrupadas alrededor de un punto del diagrama Hertzsprung-Russell.Para estrellas de menor metalicidad, la temperatura superficial aumenta y esta fase recibe el nombre de ramahorizontal (en inglés, horizontal branch), pues las estrellas de masas similares aparecen distribuidas a lo largo deuna línea de temperatura variable y luminosidad constante en dicho diagrama.

El proceso de quemado o fusión del helio se lleva a cabo por un conjunto de reacciones que reciben el nombre de triple-alfa porque consiste en la transformación de tres núcleos de helio-4 en uno de carbono-12. A estas alturas el núcleo ha incrementado su densidad y su temperatura hasta llegar a los 100 millones de K (108 K). En la etapa del quemado del hidrógeno el berilio-8 era un elemento inestable que se descomponía en dos partículas alfa tal y como se ve en la cadena PP III y a las temperaturas de la segunda etapa de combustión sigue siéndolo. Ocurre que, a pesar de su inestabilidad, un buen porcentaje del berilio producido por la fusión de dos núcleos de helio-4 acaba uniéndose a otra partícula alfa antes de que tenga tiempo de desintegrarse. Así, en el núcleo de la estrella siempre hay una cierta cantidad de berilio en un equilibrio que resulta del balance entre el fabricado y el que se desintegra. La siguiente reacción de conversión del carbono en oxígeno se produce a continuación con relativa frecuencia. El problema es

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que se desconoce la sección eficaz de dicha reacción por lo que no se sabe en qué proporciones se forman amboselementos. Por lo que respecta a la transformación del oxígeno-16 en neón-20 ésta tiene una contribución pequeñapero no despreciable. Por último, apenas unas pocas trazas de magnesio se producirán en esta segunda etapa.Del helio se pasa al carbono y al oxígeno así que los elementos intermedios (Be, B y Li) no se forman en lasestrellas. Éstos se fabrican en el medio interestelar por las desintegraciones del carbono, nitrógeno y oxígenoproducidas por los rayos cósmicos (protones y electrones). Otro aspecto interesante en la fusión del helio es el cuellode botella que se produce al no poderse fabricar elementos con masas atómicas de valores 5 y 8 ya que los isótoposcon dicho número másico son siempre altamente inestables. Así, las interacciones entre el helio-4 y otros protones uotros núcleos de helio-4 no influyen en la composición de la estrella pero sí que, a la larga, irán entorpeciendo cadavez más hasta reducir enormemente el rendimiento de las reacciones de fusión del hidrógeno.Véase también: Proceso triple-alfa

Fase de la rama asintótica gigante (RAG)

Llegado el momento, el helio del núcleo de la estrella se agota de la misma manera que antes se agotó el hidrógenoal final de la secuencia principal. La estrella pasa entonces a quemar el helio en capa y la estrella vuelve a escalar eldiagrama Hertzsprung-Russell mientras su temperatura superficial se reduce y la estrella se vuelve a hinchar. Comola trayectoria seguida se asemeja a la que hizo antes en la fase de gigante roja, esta fase se conoce como la ramaasintótica gigante (en inglés, asymptotic giant branch). La estrella acabará hinchándose hasta un tamaño deaproximadamente el doble del que consiguió en la fase de gigante roja.En esta fase la estrella alcanza la mayor luminosidad que jamás conseguirá, ya que al terminarla se quedará sincombustible nuclear. En ella se producen el segundo y el tercer dragados, en los que material reprocesadonuclearmente aflora en la superficie. Así mismo, al final de esta fase la estrella puede conseguir reactivar el quemadode hidrógeno en una capa relativamente externa de la estrella. La posibilidad de quemar dos especies distintas(hidrógeno y helio) en dos regiones de la estrella inducirá una inestabilidad que dará lugar a pulsos térmicos, loscuales causarán un fuerte aumento en la pérdida de masa de la estrella. Así, la estrella acabará expulsando sus capasexteriores en forma de nebulosa planetaria ionizada por el núcleo de la estrella, el cual acabará por convertirse en unaenana blanca.

Estrellas de masa elevada ( 9 MSol < M < 30 MSol )

Capas de combustión en una estrella agonizante en susúltimos momentos antes del colapso final.

Las estrellas de masa superior a 9 MSol tienen una evoluciónradicalmente distinta a las de masa inferior por tres razones:

1. Las temperaturas en su interior son los suficientemente altascomo para quemar los elementos resultantes del procesotriple-alfa en fases sucesivas hasta llegar al hierro.

2. La luminosidad es tan elevada que la evolución posterior a lasecuencia principal dura únicamente de uno a unos pocosmillones de años.

3. Las estrellas masivas experimentan tasas de pérdida de masamucho mayores que las de masa inferior. Ese efectocondicionará su desplazamiento en el diagrama deHertzsprung-Russell.

Así pues, las estrellas de más de 9 MSol atravesarán fases sucesivasde quemado de hidrógeno, helio, carbono, neón, oxígeno y silicio.Al final de dicho proceso, la estrella acabará con una estructurainterna similar a la de una cebolla, con diversas capas, cada una de una composición distinta.

Evolución estelar 40

Fases de supergigante azul (SGAz) y supergigante amarilla (SGAm)

Al acabar de quemar hidrógeno en la secuencia principal, las estrellas de masa elevada se mueven rápidamente en eldiagrama Hertzsprung-Russell de izquierda a derecha, esto es, manteniendo una luminosidad constante pero con sutemperatura superficial decreciendo rápidamente. Así pues, la estrella pasa rápidamente (en decenas de miles de añoso inluso menos) por las fases de supergigante azul (temperatura superfcial en torno a los 20.000 K) y supergiganteamarilla (temperatura superficial en torno a los 6.000 K) y, en la mayoría de los casos, casi todo el quemado delhelio se produce ya en la siguiente fase (la de supergigante roja). No obstante, para algunas masas y metalicidades,los modelos teóricos.[1] predicen que el quemado de helio se producirá cuando la superficie de la estrella estérelativamente caliente. En esos casos, las fases de supergigante azul y/o amarilla podrán ser relativamente longevas(centenares de miles a un millón de años).

Fase de supergigante roja (SGR)

Las estrellas con masas comprendidas entre 9 MSol y 30 MSol y metalicidad solar acaban sus vidas comosupergigantes rojas. Estos objetos son las estrellas más grandes (en tamaño) del universo, con radios de variasunidades astronómicas. Las supergigantes rojas tienen elevadas tasas de pérdida de masa, lo que hace que a sualrededor existan grandes cantidades de material expulsado por la estrella.Como ya se ha comentado, una estrella de este rango de masas es capaz de quemar distintos elementos hasta llegar alhierro. A partir de ahí, ya no es posible extraer energía de reacciones nucleares y se desencadena una supernova decolapso gravitatorio. El remanente estelar será en la mayoría de los casos una estrella de neutrones.

Estrellas de masa muy elevada ( M > 30 MSol )Al igual que las estrellas de entre 9 MSol y 30 MSol, las estrellas de este grupo (las más masivas de todas), soncapaces de seguir quemando nuclearmente distintos elementos hasta llegar al hierro y producir una supernova. Sinembargo, existen dos diferencias fundamentales con el rango de masas anterior:1. Las tasas de pérdida de masa son tan elevadas que la estrella no se puede desplazar hasta el extremo derecho del

diagrama Hertzsprung-Russell para formar una supergigante roja.2. El remanente final será en la mayoría de los casos un agujero negro en vez de una estrella de neutrones.Las estrellas de masa muy elevada son las más difíciles de modelar numéricamente y las más sensibles a lainfluencia de otros parámetros como la metalicidad o la velocidad de rotación. Por esa razón, el límite de 30 MSolque las separa de las del grupo anterior es (a) relativamente incierto y (b) muy dependiente de esos parámetrossecundarios.

Fase de variable luminosa azul (VLA)

Mientras agotan su hidrógeno, las estrellas de masa muy elevada se desplazan a la derecha para convertirse ensupergigantes azules, al igual que lo hacen las estrellas de masas comprendidas entre 9 MSol y 30 MSol. Al hacerlo,aumenta la opacidad de sus atmósferas y se acercan peligrosamente al límite de Eddington. Esto hace que entren enuna fase altamente inestable llamada de variable luminosa azul (VLA, en inglés, luminous blue variable o LBV)durante la cual se desprenden de sus capas exteriores. La VLA más famosa es Eta Carinae, la cual expulsó unas 10masas solares de material en una eyección de materia que tuvo lugar a mediados del S XIX.

Fase de estrella Wolf-Rayet (WR)

Como consecuencia de la fuerte pérdida de masa de las estrellas más masivas, especialmente durante la fase de VLA, dichos objetos acaban por despojarse de sus capas más externas para presentar unas atmósferas con muy bajos o nulos contenidos de hidrógeno. Dichas estrellas se llaman Wolf-Rayet y se caracterizan por tener intensas líneas de emisión de elementos como el helio, el carbono, el nitrógeno y el oxígeno. Otra característica peculiar de estas estrellas es la gran diferencia en masa entre su estado actual y su estado inicial, así cómo que sean menos luminosas

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que sus estrellas progenitoras. Así, una estrella Wolf-Rayet de 8 masas solares bien pudo iniciar su vida en lasecuencia principal con 100 MSol. Las estrellas más masivas de todas llegan a tener vientos estelares tan fuertes quese desprenden de sus capas exteriores de hidrógeno incluso antes de llegar a la fase de VLA.Al final de la fase Wolf-Rayet, la estrella agota su combustible nuclear y muere produciendo un brote de rayosgamma.

El destino final de las estrellas: Muertes más o menos violentasVéanse también: Remanente estelar, Enana blanca, Nebulosa planetaria, Estrella de neutrones, Agujero negro,Supernova y Brote de rayos gamma

Nebulosa planetaria + enana blanca ( M < 9-10 MSol )

La nebulosa Ojo de gato es una nebulosaplanetaria que se formó tras la muerte de unaestrella de masa similar a la del Sol. El puntoluminoso en el centro señala la ubicación del

remanente estelar.

Las estrellas de masa inferior a 9-10 masas solares expulsan sus capasexteriores durante la fase de gigante roja y, sobre todo, la fase de ramaasintótica gigante (las de más de 0,5 masas solares). El remanenteestelar resultante es el núcleo degenerado desnudo de la estrella, conuna composición rica en carbono y oxígeno en la mayoría de los casos(aunque para las estrellas de menor masa el elemento dominante es elhelio y para las de mayor masa también puede haber neón). Dichoremanente es una enana blanca y su superficie está inicialmente atemperaturas muy elevadas, del orden de 100.000 K. La radiaciónemitida por la estrella ioniza las capas recientemente expulsadas,dando lugar a una nebulosa de emisión del tipo nebulosa planetaria.Así pues, las estrellas aisladas de masa baja e intermedia acaban susvidas de una forma relativamente poco violenta.

La nebulosa planetaria es observable mientras la enana blanca es losuficientemente caliente como para ionizar el hidrógeno que es sucomponente principal; este periodo dura unos 10.000 años. Las enanasblancas se enfrían rápidamente al principio, pero la tasa se ralentizadespués. Una enana blanca no tiene fuentes de energía propias (excepto durante el periodo de cristalización), por loque su luminosidad procede de su energía térmica almacenada. Así, poco a poco se irá apagando hasta llegar aconvertirse en una enana negra. No obstante, el tiempo necesario para ello es tan largo que ninguna enana blanca, nisiquiera las formadas al principio de la historia del universo, ha llegado hasta esa fase.

Supernova/brote de rayos gamma + estrella de neutrones/agujero negro/nada ( M > 9-10MSol )Las estrellas de más de 9-10 masas solares (el valor exacto del límite no se conoce con precisión y puede depender de la metalicidad) evolucionan a través de todas las fases de combustión hasta llegar al «pico del hierro» para agotar así toda la energía potencial nuclear de que disponen. Las últimas fases de quemado transcurre cada una más rápidamente que la anterior hasta llegar a la fusión del silicio en hierro, que tiene lugar en una escala de días. El núcleo, incapaz de generar más energía, no puede aguantar su propio peso ni el de la masa que tiene por encima, por lo que colapsa. Durante la contracción gravitatoria final se producen una serie de reacciones que fabrican multitud de átomos más pesados que el hierro mediante procesos de captura de neutrones y de protones. Dependiendo de la masa de ese núcleo inerte el remanente que quedará será una estrella de neutrones o un agujero negro. Cuando el remanente inicial sea una estrella de neutrones, una onda de choque se propagará por las capas exteriores, las cuales saldrán rebotadas hacia fuera. Dichas capas reciben además un excedente de energía de las reacciones nucleares

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producidas en el último estertor de la estrella, buena parte de él en forma de neutrinos. La conjunción de esos dosefectos da lugar a una supernova de colapso gravitatorio.En función de la masa y de la metalicidad tenemos cuatro posibles destinos para las estrellas masivas y muymasivas:[2]

• Para la mayoría de las estrellas el remanente inicial será una estrella de neutrones y se producirá una supernova.• Si la masa inicial de la estrella es superior a unas 30 masas solares (el límite exacto depende de la metalicidad),

parte de las capas exteriores no podrán escapar a la atracción gravitatoria de la estrella de neutrones y caeránsobre ésta provocando un segundo colapso para formar un agujero negro como remanente final. Este segundocolapso produce un brote de rayos gamma.

• En estrellas de masa superior a 40 MSol y baja metalicidad el remanente inicial es un agujero negro, por lo que lascapas exteriores no podrían en principio rebotar contra él para producir una supernova. No obstante, los modelosactuales no descartan que se pueda producir una supernova débil, sobre todo si la velocidad de rotación de laestrella es elevada. Este grupo de objetos también produce un brote de rayos gamma.

• Para el infrecuente caso de estrellas de muy baja metalicidad y masa entre 140 MSol y 260 MSol existe una últimaposibilidad: una explosión de supernova producida por la creación de pares electrón-positrón. En dicho caso laestrella se desintegra por completo sin dejar un remanente.

El efecto en la evolución de la metalicidad, la rotación y la presencia deestrellas compañeras

La metalicidadLas primeras estrellas del Universo estaban compuestas de forma casi exclusiva por hidrógeno y helio. Lanucleosíntesis estelar y posterior expulsión al medio interestelar ha enriquecido de metales (elementos más pesadosque el helio) las generaciones sucesivas de estrellas. Así, cuando el Sol se formó, aproximadamente el 2% de sumasa eran metales. La metalicidad tiene los siguientes efectos sobre las estrellas:• En la secuencia principal, una estrella pobre en metales es más pequeña en tamaño y su atmósfera es algo más

caliente que la de una estrella de la misma masa más rica en metales. Este efecto se debe a que los metalesaumentan la opacidad de una estrella, haciendo que se absorba más radiación en su atmósfera, incrementándoseen consecuencia su tamaño.

• Para la mayoría de las estrellas de masa intermedia la metalicidad es un factor crucial a la hora de decidir si elquemado de helio en núcleo se produce en la fase del apelotonamiento rojo o en la de la rama horizontal.

• Para las estrellas masivas, la metalicidad determina la tasa de pérdida de masa por vientos estelares: a mayormetalicidad, más masa perdida. Esto hace que las fases que atraviesa una estrella dependan fuertemente de sucontenido en metales. Por ejemplo, la fase final de una estrella de metalicidad solar y 40 masas solares es laWolf-Rayet, mientras que una estrella de la misma masa y menor metalicidad (con una tasa de pérdida de masamucho menor) la fase final es la de de supergigante roja.

• Como consecuencia de lo anterior, la masa del remanente de una estrella también dependerá de su metalicidad.Así, se cree que ninguna de las estrellas de metalicidad claramente superior a la solar es capaz de retenersuficiente masa como para convertirse en un agujero negro.

La rotaciónCuando una estrella gira a gran velocidad su estructura interna puede ser muy diferente de la de una estrella que rota lentamente. La aceleración centrífuga hace que la estrella se expanda en su región ecuatorial y deje de tener simetría esférica. El ensanchamiento ecuatorial va acompañado de una diferencia de temperatura en función de la latitud. Por ejemplo, Vega (α Lyrae), una de las estrellas más brillantes del cielo y una rotadora rápida (en su ecuador la velocidad es de 275 km/s), tiene una temperatura polar de 10.150 K y una temperatura ecuatorial de 7.900 K.[4] La

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rotación también provoca cambios en la tasa de pérdida de masa, con dos efectos distintos que favorecen suaumento: en los polos la mayor temperatura hace aumentar la presión de la radiación mientras que en el ecuador laaceleración centrífuga hace disminuir la gravedad efectiva. Una elevada rotación también hace que la luminosidadglobal sea mayor y que se produzca un mezclado mayor en el interior de la estrella, con la consecuencia de que eltiempo de vida aumenta al incrementarse el combustible nuclear disponible. Todos estos efectos interaccionan a suvez con la metalicidad de la estrella, pudiendo alterar las fases que una estrella masiva atraviesa al dejar la secuenciaprincipal. Así, por ejemplo, que una estrella de 30 masas solares iniciales se convierta en una Wolf-Rayet o en unasupergigante roja depende de su velocidad de rotación inicial.

La presencia de estrellas compañerasAl dejar la secuencia principal una estrella se hincha. Si tiene una compañera cercana orbitando a su alrededor, laexpansión puede llegar al punto de llenar el lóbulo de Roche de la estrella primaria, por lo que la atmósfera de éstaempieza a verterse sobre la secundaria. A partir de ese punto la evolución de ambas estrellas puede verseprofundamente alterada, tanto en cuanto a sus masas y temperaturas superficiales como en cuanto a las fases queatraviesan y su destino final. Existen diversos posibles destinos finales de un sistema binario en el que las doscompañeras se hallan a corta distancia. Entre los más relevantes están las supernovas de tipo Ia, los sistemas binariosde rayos X y los brotes de rayos gamma de corta duración.

Escalas de tiempo en la vida de las estrellasLas estrellas son sistemas que permanecen estables durante la mayor parte de su vida. Pero los cambios de una fase aotra son etapas de transición que se rigen en escalas de tiempo mucho más cortas. A pesar de eso casi todas lasescalas temporales superan con mucho a la humana. Podemos distinguir tres escalas de tiempo fundamentales:

Escala de tiempo dinámicaÉsta es la escala de tiempo que rige en las ocasiones en que se produce una gran descompensación entre presión ygravedad. Esto es así en los momentos finales de la vida de una estrella cuando las reacciones nucleares quesostienen a la estrella agotan su combustible y se vuelven incapaces de frenar el colapso. Dicha escala de tiempo esdel orden de:

segundos.

Así, para el Sol el tiempo dinámico es de 1.600 segundos, o sea, media hora aproximadamente. Como se ve, si unade las dos fuerzas fallase, los acontecimientos se sucederían muy rápidamente hasta volver a restaurar el equilibrio.

Escala de tiempo térmicaÉsta es la escala de tiempo que mide cuánto puede subsistir la estrella con una determinada luminosidad a partir desus reservas de energía potencial gravitatoria (Ω). Esta escala de tiempo se denomina también Tiempo de Kelvin.Esta escala, por ejemplo, es la que rige la vida de las protoestrellas. Su valor es del orden de:

años.

Para el Sol esto da unos 20 millones de años. Durante un tiempo ésta fue la única hipótesis para explicar la emisiónde energía del Sol, y fue un gran misterio la discordancia entre esta breve escala de tiempo, frente a los registrosgeológicos que databan de miles de millones de años atrás. Esta situación se mantuvo hasta que se descubrió laenergía nuclear.

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Escala de tiempo nuclearLa escala de tiempo nuclear mide cuánto puede subsistir la estrella a partir de sus reservas de hidrógeno, helio o elcombustible que esté quemando en ese momento. Su valor aproximado para el caso del hidrógeno es de:

años.

Para el Sol esto arroja unos 9 mil millones de años, que es un valor aproximado para la estancia del Sol en lasecuencia principal.Queda claro pues que: .

Véase también• Clasificación estelar• Estrellas• Estructura estelar• Procesos nucleares

Referencias[1] Schaller, G. et al. 1992, A&AS 96, 269 (http:/ / adsabs. harvard. edu/ abs/ 1992A& AS. . . 96. . 269S)[2] Heger, A. et al. 2003, ApJ 591, 288 (http:/ / adsabs. harvard. edu/ abs/ 2003ApJ. . . 591. . 288H)[3] Oey, M. S. y Clarke, C. J. 2005, ApJL 620, 43 (http:/ / adsabs. harvard. edu/ cgi-bin/ nph-bib_query?bibcode=2005ApJ. . . 620L. . 43O&

db_key=AST& data_type=HTML& format=& high=44db12b10906914)[4] Aufdenberg, J. P. et al. 2006, ApJ 645, 664 (http:/ / adsabs. harvard. edu/ abs/ 2006ApJ. . . 645. . 664A)

Bibliografía• Aparicio Juan, Antonio. (2001). Formación estelar en galaxias irregulares enanas próximas. Editorial

Universidad de Granada. Granada, España. ISBN 84-338-0792-7• George Gamow: The Birth & Death of the Sun: Stellar Evolution and Subatomic Energy. Dover Publications

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Series). Cambridge University Press (April 13, 2000). ISBN 0-521-78091-8• Dina Prialnik: An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press

(2000). ISBN 0-521-65937-X• Robert T. Rood, Alvio Renzini, José Franco, Steven M. Kahn, Andrew R. King, Barry F. Madore: Advances in

Stellar Evolution (Cambridge Contemporary Astrophysics). Cambridge University Press (1997). ISBN0-521-59184-8

Evolución estelar 45

Enlaces externos• Applet sobre evolución estelar en Java (http:/ / instruct1. cit. cornell. edu/ courses/ astro101/ java/ evolve/ evolve.

htm) (en inglés).• Introducción a la evolución estelar (http:/ / observe. arc. nasa. gov/ nasa/ space/ stellardeath/ stellardeath_intro.

html) (en inglés)• Diagramas estelares de Hertzsprung-Russell (http:/ / www. astunit. com/ tutorials/ stellar. htm) (en inglés)• Vida y muerte de las estrellas (http:/ / home. earthlink. net/ ~umuri/ _/ Main/ T_evolucion. html)• Evolución estelar en AstroMía (http:/ / www. astromia. com/ glosario/ evolucionestelar. htm)• Evolución estelar (http:/ / www. austrinus. com/ index. php?option=com_content& view=article& id=142&

Itemid=112)• La estrella más masiva (http:/ / jmaiz. iaa. es/ iWeb/ B-tronco/ Entradas/ 2007/ 5/ 5_La_estrella_mas_masiva.

html)

EspectroscopíaLa espectroscopía o espectroscopia (ambas acentuaciones son correctas) es el estudio de la interacción entre laradiación electromagnética y la materia, con absorción o emisión de energía radiante. Tiene aplicaciones en química,física y astronomía, entre otras disciplinas científicas.

Espectro de luz de una llama de alcohol.

El análisis espectral en el cual se basa permite detectar laabsorción o emisión de radiación electromagnética a ciertaslongitudes de onda y relacionar éstas con los niveles de energíaimplicados en una transición cuántica.

Existen tres casos de interacción con la materia:1. Choque elástico: Existe sólo un cambio en el impulso de los

fotones. Ejemplos son los rayos X, la difracción de electrones yla difracción de neutrones.

2. Choque inelástico: Por ejemplo la espectroscopía Raman.3. Absorción o emisión resonante de fotones.

Aspectos generales

La espectroscopía se relaciona en la mayoría de los casos a latercera interacción. Estudia en qué frecuencia o longitud de ondauna sustancia puede absorber o emitir energía en forma de uncuanto de luz.

La energía de un fotón (un cuanto de luz) de una ondaelectromagnética o su correspondiente frecuencia, equivale a ladiferencia de energía de dos estados cuánticos de la substanciaestudiada:

Espectroscopía 46

Luz visible como parte del espectroelectromagnético.

es la constante de Planck, es la frecuencia del haz de luz u onda electromagnética asociada a ese cuanto de luzy es la diferencia de energía. Esta ecuación es conocida también como la ecuación básica de la espectroscopía.Las diferencias de energía entre estados cuánticos dependen de la composición química de la prueba o de laestructura de la molécula, y es por eso por lo que este método proporciona información importante para químicos,físicos y biólogos.Por medio de un espectrofotómetro se mide el espectro de la luz (intensidad de la luz absorbida, reflejada o emitidaen función de la frecuencia o de la longitud de onda). Los espectros se diferencian considerablemente de elemento aelemento.En general, se denota como espectro a la distribución de la intensidad en función de la frecuencia o de la longitud deonda.Además de la luz visible, la espectroscopía cubre hoy en día una gran parte del espectro electromagnético, que va delos infrarrojos hasta los rayos gamma.El objetivo de la espectroscopía es obtener información acerca de una prueba o de una cuerpo radiante, por ejemplo:• La estructura interna o la temperatura (por ejemplo de estrellas)• La composición o la dinámica un una reacción química• La espectroscopía analítica identifica átomos o moléculas por medio de sus espectros

EtimologíaPor analogía con otras palabras que designan ramas de la ciencia, es frecuente «romper» el diptongo finalconvirtiendo «espectroscopia» en «espectroscopía» (nótese el acento sobre la i). Tanto la forma con diptongo (ia),como la forma con hiato (ía) acorde con la pronunciación etimológica griega, son aceptadas por la Real AcademiaEspañola.

OrigenLa luz visible es físicamente idéntica a todas las radiaciones electromagnéticas. Es visible para nosotros porquenuestros ojos detectan esta estrecha banda de radiación del espectro electromagnético completo. Esta banda es laradiación dominante que emite el Sol.Desde la antigüedad, científicos y filósofos han especulado sobre la naturaleza de la luz. Nuestra comprensión moderna de la luz comenzó con el experimento del prisma de Isaac Newton, con el que comprobó que cualquier haz incidente de luz blanca, no necesariamente procedente del Sol, se descompone en el espectro del arco iris (del rojo al violeta). Newton tuvo que esforzarse en demostrar que los colores no eran introducidos por el prisma, sino que realmente eran los constituyentes de la luz blanca. Posteriormente, se pudo comprobar que cada color correspondía a

Espectroscopía 47

un único intervalo de frecuencias o longitudes de onda.En los siglos XVIII y XIX, el prisma usado para descomponer la luz fue reforzado con rendijas y lentes telescópicascon lo que se consiguió así una herramienta más potente y precisa para examinar la luz procedente de distintasfuentes. Joseph von Fraunhofer utilizó este espectroscopio inicial para descubrir que el espectro de la luz solar estabadividido por una serie de líneas oscuras, cuyas longitudes de onda se calcularon con extremo cuidado. Por elcontrario, la luz generada en laboratorio mediante el calentamiento de gases, metales y sales mostraba una serie delíneas estrechas, coloreadas y brillantes sobre un fondo oscuro. La longitud de onda de cada una de estas bandas eracaracterística del elemento químico que había sido calentado. Por entonces, surgió la idea de utilizar estos espectroscomo huella digital de los elementos observados. A partir de ese momento, se desarrolló una verdadera industriadedicada exclusivamente a la realización de espectros de todos los elementos y compuestos conocidos.También se descubrió que si se calentaba un elemento lo suficientemente (incandescente), producía luz blancacontinua, un espectro completo de todos los colores, sin ningún tipo de línea o banda oscura en su espectro. En pocotiempo llegó el progreso: se pasó la luz incadescente de espectro continuo por una fina película de un elementoquímico elegido que estaba a temperatura menor. El espectro resultante tenía líneas oscuras, idénticas a las queaparecían en el espectro solar, precisamente en las frecuencias donde el elemento químico particular producía suslíneas brillantes cuando se calentaba. Es decir, cada elemento emite y absorbe luz a ciertas frecuencias fijascaracterísticas del mismo.Las líneas oscuras de Fraunhofer, que aparecían en el espectro solar, son el resultado de la absorción de ciertasfrecuencias características por los elementos químicos presentes en las capas más exteriores de nuestra estrella(espectro de absorción). Aún había dudas: en 1878, en el espectro solar se detectaron líneas que no casaban con lasde ningún elemento conocido. De ello, los astrónomos predijeron la existencia de un elemento nuevo, llamado helio.En 1895 se descubrió el helio terrestre.De igual forma que la teoría universal de la gravitación de Newton probó que se pueden aplicar las mismas leyestanto en la superficie de la Tierra como para definir las órbitas de los planetas, la espectroscopía demostró queexisten los mismos elementos químicos tanto en la Tierra como en el resto del Universo.

Relación con el estudio de los astrosLos astros, así como la materia interestelar, emiten ondas electromagnéticas; los astrónomos han llegado alconocimiento de cuanto sabemos del ámbito extraterrestre descifrando los mensajes que portan esas ondas cuandollegan a nuestro planeta. Debe advertirse que la emisión y las modificaciones ulteriores experimentadas por esasradiaciones son resultado de no pocos factores: la composición química de la fuente que los emite, temperatura,presión y grado de ionización a que se halla la misma, influencia de los campos magnéticos y eléctricos, etc. Por otraparte, como los físicos han reproducido en sus laboratorios esos diferentes estados de la materia y obtenido losespectros correspondientes, éstos sirven de patrones que permiten analizar los espectros de los cuerpos celestes yextraer toda la información que contienen. en el caso de los espectros luminosos, los estudios constituyen el análisisespectral.Además de indicar la composición química de la fuente luminosa y el estado físico de su materia, el espectro revelasi el cuerpo luminoso y la Tierra se acercan o se alejan entre sí, además de indicar la velocidad relativa a la que lohacen (efecto Doppler-Fizeau).

Espectroscopía 48

Campos de estudio

Espectroscopía atómica

Técnica Excitación Relajación

Espectroscopía deemisión atómica

Calor UV-vis

Espectroscopía deabsorción atómica

UV-vis Calor

Espectroscopía defluorescencia atómica

UV-vis UV-vis

Espectroscopía derayos X

Rayos X Rayos X

Espectroscopía molecular

Técnica Radiación electromagnética

Espectroscopía deresonancia magnética

nuclear

Radiofrecuencias

Espectroscopía de microondas Microondas

Espectroscopía infrarroja Infrarrojo

Espectroscopíaultravioleta-visible

Ultravioleta-visible

Espectroscopía defluorescencia

ultravioleta-visible

Ultravioleta-visible

• Espectroscopía astronómica• Espectroscopía de absorción atómica• Espectroscopía de fluorescencia• Espectroscopía de rayos X• Espectroscopía de resonancia magnética nuclear• Espectroscopía de microondas• Espectroscopía infrarroja• Espectroscopía ultravioleta-visible

Véase también• Espectrómetro• Métodos espectrométricos• Espectro de frecuencias• Dispersión inelástica de neutrones

Enlaces externos• Espectrometria.com [1] Información sobre técnicas espectroscópicas.• NIST - Basic Atomic Spectroscopy Data [2] (En inglés) Este libro de bolsillo ha sido diseñado para proveer una

selección de los datos de espectroscopía atómica más importantes y frecuentemente usados.• Espectroscopía de nanohilos [3]

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Referencias[1] http:/ / www. espectrometria. com[2] http:/ / physics. nist. gov/ PhysRefData/ Handbook/ periodictable. htm[3] http:/ / www. herrera. unt. edu. ar/ nano/ Investigacion_Nanociencia_Nanotecnologia_Argentina_Tucuman_UNT. html#impedance

Cúmulo abierto

Cúmulo estelar abierto M11. Puede observarse suestructura poco densa, formada por estrellas

jóvenes y brillantes.

Los cúmulos estelares abiertos son grupos de estrellas formados apartir de una misma nube molecular, sin estructura y en generalasimétricos. También se denominan cúmulos galácticos, ya que sepueden encontrar por todo el plano galáctico.

Las estrellas de los cúmulos abiertos se encuentran ligadas entre sígravitacionalmente, pero en menor medida que las de los cúmulosglobulares. Las estrellas que albergan suelen ser jóvenes, masivas ymuy calientes, y su número puede oscilar desde una decena hastavarios miles. Se encuentran repartidos en espacios del orden de latreintena de años luz y, debido a las fuerzas de marea producidas por elcentro de la galaxia, se van disgregando lentamente.[1] Solamente seobservan cúmulos abiertos en galaxias espirales e irregulares, debido aque en ellas la formación estelar es más activa.

El diámetro medio de los cúmulos abiertos es de unos 10 pársecs (30 años luz), y aunque se han clasificado alrededorde 1.100 cúmulos abiertos en nuestra galaxia, se estima que la cifra podría ser cien veces superior.[2] Este número tanescaso se debe a que los cúmulos que se encuentran a más de 5.000 años luz de nosotros (el diámetro de la VíaLáctea es de 100.000 años luz) no pueden ser vistos ni siquiera con los telescopios más potentes, pues el polvogaláctico dificulta su observación provocando lo que se conoce como absorción interestelar (el medio interestelarabsorbe parte de la luz, llegando a la Tierra más debilitada), la cual, además, afecta en mayor grado a la luz azul, porlo que los cúmulos abiertos, ricos en estrellas azules y localizados especialmente en el disco galáctico, se ven muyperjudicados en este sentido.Los cúmulos abiertos más jóvenes pueden estar contenidos aún por la nube molecular que le dio origen,iluminándola y originando una región H II. Con el paso del tiempo, la presión de radiación proveniente del cúmuloprovocará que la nube molecular se disperse. Por lo general, se estima que el 10% de la masa de una nube de gas secondensará en forma de estrellas antes de que la presión de radiación haya expulsado el resto del gas.Los cúmulos abiertos son objetos muy importantes para el estudio de la formación estelar. Debido a que todas lasestrellas del cúmulo poseen la misma edad y similar composición química, se pueden estudiar más fácilmente losparámetros variables que en estrellas aisladas.Las Híades son el cúmulo abierto más cercano a la Tierra, mientras que las Pléyades es el ejemplo más famoso decúmulo abierto, el más brillante y conspicuo de todos.

Cúmulo abierto 50

Observaciones a través de la historia

NGC 2244, cúmulo abierto situado en la nebulosa Roseta. Albergamultitud de estrellas azules jóvenes, muy calientes, que generan gran

cantidad de radiación y fuertes vientos estelares.

Ya desde la antigüedad, los cúmulos abiertos másdestacados como las Pléyades, las Híades o El Pesebre,han sido reconocidos como grupos de estrellas.Ptolomeo, en el año 138 a. C., ya mencionaba algunoscúmulos abiertos como el que lleva su nombre (Cúmulode Ptolomeo) o el cercano Melotte 111. Otros creíanque eran nebulosas y, por fin, tras la invención deltelescopio en 1609, Galileo observó El Pesebre yreconoció por primera vez que estaba constituido porestrellas. Como los cúmulos abiertos son muybrillantes, se podían ver fácilmente con los primerostelescopios, y en 1782 ya se conocían 66 cúmulosabiertos diferentes. Las observaciones telescópicasdescubrieron dos tipos distintos de cúmulos; uno deellos contenía cientos de estrellas que se encontrabandistribuidas formando una esfera regular y solíanaparecer en torno al centro de la Vía Láctea; y el otro

presentaba una escasa población de estrellas distribuidas irregularmente, encontrándose en toda la galaxia. Losastrónomos dividieron los cúmulos estelares en cúmulos globulares y cúmulos abiertos, respectivamente. Loscúmulos abiertos se llaman a veces cúmulos galácticos, ya que se pueden encontrar en toda la galaxia.

Pronto se percataron de que las estrellas de los cúmulos abiertos se encontraban físicamente relacionadas. En 1767,el reverendo John Michell calculó que la probabilidad de que un grupo de estrellas, como las Pléyades, sea elresultado de la disposición que se observa desde la Tierra si fueran estrellas sin relación, es de sólo 1 entre496.000.[3] La astrometría se volvió más precisa, revelando que las estrellas del cúmulo poseen un movimientopropio común a través del espacio,[4] y las medidas espectroscópicas mostraron una velocidad radial común,demostrando definitivamente que las estrellas de los cúmulos nacieron al mismo tiempo, que se encuentran a lamisma distancia de nosotros y que están relacionadas entre ellas como grupo.

A pesar de que los cúmulos abiertos y los cúmulos globulares forman dos grupos distintos, realmente no existediferencia apreciable entre un cúmulo globular de muy escasa densidad y un cúmulo abierto con mucha población deestrellas. Algunos astrónomos creen que los dos tipos de cúmulos estelares funcionan a partir del mismo mecanismo,siendo la única diferencia que las condiciones que permitieron la formación de los cúmulos globulares que contienencientos de miles de estrellas ya no se dan actualmente en nuestra galaxia.

Cúmulo abierto 51

Formación

Nebulosa de Orión. La imagen de la derecha está tomada en el espectro infrarrojo ypone en evidencia la formación de un denso cúmulo abierto en el centro

denominado "Cúmulo del Trapecio".

Una gran parte de las estrellas se hanformado originariamente en sistemasmúltiples (es decir, de más de unaestrella),[5] ya que una sola nube de gas quecontenga varias veces la masa del Sol seríalo suficientemente pesada como paracolapsar bajo su propia gravedad, pero nohabría manera de hacerlo en una estrellaaislada.[6]

Los cúmulos abiertos tardan muy pocotiempo en formarse si lo comparamos con lavida del mismo. Su formación comienza conel colapso de parte de una gran nubemolecular, una densa e inmensa nube de gas muy frío que alberga varios cientos de veces la masa del Sol. Existenmultitud de factores que pueden iniciar el colapso de la gran nube molecular, o de parte de ella, y por tanto comenzara formar el cúmulo abierto, como pueden ser las ondas de choque de una supernova cercana o las interaccionesgravitacionales, entre otros muchos. Una vez que la gran nube molecular ha comenzado a colapsar, se vafragmentando en grupos cada vez más pequeños, obteniendo como resultado la formación de varios miles deestrellas. En nuestra galaxia, se estima que el ritmo de formación de cúmulos abiertos es de uno cada pocos miles deaños.[7]

Una vez que la formación de estrellas ha comenzado, las más calientes y masivas (de tipo OB) emitirán ingentescantidades de radiación ultravioleta. Esta radiación ioniza rápidamente el gas circundante de la gran nube molecular,lo que causa la formación de una región H II. Los vientos estelares de las estrellas más masivas, junto con la presiónde radiación, dirigen hacia afuera los gases de la nube y los van expulsando con el tiempo; al cabo de unos pocosmillones de años el cúmulo experimentará su primera supernova, contribuyendo en gran medida a expulsar gas delsistema. Pasadas varias decenas de millones de años, el cúmulo ya se encuentra libre de gas y la formación deestrellas ha finalizado. Por lo general, menos del 10% del gas inicial del cúmulo llega a formar parte de las estrellasantes de ser disipado.[7]

Doble Cúmulo de Perseo, un cúmulo abierto binario.

Otro modelo posible es que el cúmulo seforme rápidamente a causa de la contraccióndel núcleo de la nube molecular y, una vezque las estrellas más masivas comienzan abrillar, expulsen el gas residual a lavelocidad del sonido. Desde que el núcleode la nube comienza a contraerse hasta queel gas es repelido suele pasar de uno a tresmillones de años, y debido a quegeneralmente sólo el 30% o 40% del gas delnúcleo de la nube forma estrellas, el procesode expulsión del gas residual puedeperjudicar seriamente al cúmulo, pudiendoperder gran parte de sus estrellas, o inclusola totalidad de ellas.[8] Los cúmulos que se

Cúmulo abierto 52

forman de este modo sufren una pérdida de masa bastante significativa en las primeras etapas de formación y unaparte importante de las estrellas mueren en el proceso. Debido a que la mayoría de las estrellas, si no todas, seforman en cúmulos, se les conoce como los pilares fundamentales de construcción de las galaxias. La violentaexpulsión de gas que da forma a los cúmulos estelares en el momento de su nacimiento deja huella en la morfologíay estructura cinemática de la galaxia.[9]

Puede ocurrir que dos o más cúmulos abiertos separados se hayan formado a partir de la misma nube molecular. Unejemplo de ello lo tenemos en la Gran Nube de Magallanes, donde los cúmulos Hodge 301 y R136 se formaron en laNebulosa de la Tarántula. En nuestra galaxia, el rastreo del movimiento de dos importantes cúmulos abiertoscercanos, Híades y El Pesebre, sugiere que se formaron a partir de la misma nube 600 millones de años atrás.[10]

En ocasiones, dos cúmulos que nacen al mismo tiempo pueden llegar a formar un cúmulo binario, y se calcula queaproximadamente el 8% de los cúmulos abiertos lo son. El mejor ejemplo de la Vía Láctea son los cúmulos "hPersei" y "χ Persei", los cuales forman el llamado Doble Cúmulo de Perseo, aunque se conocen que existen conseguridad, al menos, diez cúmulos dobles más.[11] Sin embargo, se conocen muchos más casos tanto en la Pequeñacomo en la Gran Nube de Magallanes, pues su detección resulta más fácil en sistemas externos que en nuestra propiagalaxia debido a que los efectos de proyección pueden provocar que cúmulos sin relación alguna aparezcan muycerca unos de otros.

Morfología y clasificaciónLos cúmulos abiertos pueden variar desde cúmulos muy dispersos de unos pocos miembros hasta densasaglomeraciones de miles de estrellas. Suelen seguir la misma estructura: un núcleo denso rodeado de una corona másdifusa. Por lo general, el núcleo tiene un diámetro de 3-4 años luz, y la corona se extiende hasta 20 años luz delcentro del cúmulo. En el centro del cúmulo la densidad suele ser del orden de 1,5 estrellas por cada año luz cúbico,unas 500 veces más elevada que cerca del Sol.[12]

En 1930, Harlow Shapley ideó un sistema muy sencillo de clasificación de cúmulos abiertos, que describe la riquezadel número de estrellas y la concentración del cúmulo. Consiste simplemente en una letra, de la "a" a la "g":[13]

• a, Irregularidades de campo• b, Asociaciones estelares• c, Cúmulos irregulares y muy levemente ligados• d, Cúmulos levemente ligados• e, Cúmulos con riqueza y concentración intermedia• f, Cúmulos bastante concentrados• g, Cúmulos con una gran riqueza y concentraciónEn el mismo año, Robert Trumpler ideó un sistema de clasificación de cúmulos abiertos mucho más complejo.Según dicho sistema, cada cúmulo recibe tres caracteres: el primero de ellos, en numeración romana, puede oscilarentre I-IV e indica su concentración y tamaño hasta la estrella más cercana (de mayor a menor), el segundo seescribe en numeración arábiga, pudiendo variar entre 1 y 3, y revela información acerca de la luminosidad de susmiembros (de menos a más), y el último carácter puede ser una p, una m, o una r, e indica si el cúmulo es pobre(menos de 30), medio (entre 50 y 100), o rico (más de 100) en estrellas, respectivamente. Además, si el cúmulo seencuentra dentro de una nebulosa, al final se le añade la letra n.[14] En 1990 se publicó un compendio de todos loscúmulos abiertos de nuestra galaxia conocidos hasta entonces, todos ellos clasificados con el sistema deTrumpler.[15]

Las Pléyades, bajo el sistema de clasificación de Trumpler, queda catalogada como "I3rn" (muy concentradas yluminosas, ricas en población de estrellas, e incluidas dentro de una nebulosa), mientras que las Híades son "II3m"(más dispersas y con pocas estrellas en su haber).

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Distribución en las galaxias

NGC 346, un cúmulo abierto situado en la Pequeña Nube deMagallanes.

En las galaxias espirales, los cúmulos abiertos siemprese hallan en los brazos espirales, donde la densidad delos gases es mayor. Además, los cúmulos abiertos sesitúan en el plano de la galaxia.[16]

En las galaxias irregulares, los cúmulos abiertos puedenencontrarse en cualquier lugar, aunque por reglageneral cuanto mayor es la densidad de los gases mayornúmero de cúmulos suelen formarse. Sin embargo, noexisten evidencias de cúmulos abiertos en las galaxiaselípticas, pues la formación de estrellas allí finalizómuchos millones de años atrás, y por tanto los cúmulosabiertos que se pudieron formar en el pasado han tenidotiempo para dispersarse.

En nuestra galaxia, la distribución de los cúmulosdepende en gran medida de la edad, estando los másantiguos a grandes distancias del centro de la galaxia.Esto se debe a que las fuerzas de marea son máspotentes cerca del centro de la galaxia y por lo tanto lasprobabilidades de alterar al cúmulo son mayores. Por

esta razón, los cúmulos que se originan en las regiones interiores de la galaxia tienden a dispersarse con mayorrapidez y a una edad muy temprana, al contrario de lo que sucede con los cúmulos que se originan en las regionesmás externas.[17]

Conocemos alrededor de 1.100 cúmulos abiertos en nuestra galaxia, pero se estima que la cifra real podría ser cienveces más elevada.[2] [18]

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Composición estelar

Normalmente una estrella, al final de su vida, se expande formandouna gigante roja para agotar todo el hidrógeno posible, hasta que

poco después se colapsa formando una enana blanca y expulsandosus capas exteriores, que dan lugar a bellas nebulosas planetarias.

Debido a que los cúmulos abiertos se dispersan antesde que la mayoría de sus estrellas finalicen sus vidas, laluz que emiten suele estar dominada por las jóvenesestrellas azules, de gran luminosidad y temperatura.Estas estrellas son las más masivas y su vida, de sólounas pocas decenas de millones de años, es la más cortade todas las estrellas, pues consumen muy rápidamentesu combustible. Por este motivo, los cúmulos abiertosmás antiguos suelen contener un mayor número deestrellas amarillas.

Algunos cúmulos abiertos, sin embargo, alberganestrellas azules más jóvenes que el resto de estrellas delcúmulo. Estas estrellas, observadas también en loscúmulos globulares, reciben el nombre de estrellasrezagadas azules (blue stragglers en inglés). Se creeque en los densos núcleos de los cúmulos globulares,estas estrellas se originan debido a colisiones entreestrellas, formando una estrella más masiva y caliente.Sin embargo, los cúmulos abiertos no presentan ladensidad de estrellas de los globulares, por lo que lascolisiones entre estrellas no pueden explicar su formación. En lugar de ello, se piensa que la gran mayoría seoriginan debido a interacciones dinámicas con otras estrellas, formando un sistema binario y fusionándose en unasola estrella.[19]

Con el tiempo, las estrellas de mediana y baja masa agotarán sus reservas de hidrógeno y no podrán proseguir lafusión nuclear, dejando escapar sus capas externas para formar una nebulosa planetaria y convirtiéndose en enanasblancas. A pesar de que la gran mayoría de los cúmulos se dispersan antes de que el número de estrellas que hayanalcanzado la etapa de enanas blancas en él sea significativo, el número observado de ellas es mucho menor de lo quecabría esperar si tenemos en cuenta la edad del cúmulo y su distribución inicial de masas estelares. Una posibleexplicación de esta escasez podría ser que cuando se encuentran en la fase de gigante roja y sus capas externas sonexpulsadas, se podría dar una ligera asimetría en la pérdida de material, provocando una especie de "golpe" quelanzaría la estrella a una velocidad de unos pocos kilómetros por segundo, suficiente para escapar del cúmulo.[20]

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Destino final

NGC 3603 es una región H II gigante que alberga un cúmulo abiertode 2.000 estrellas. Se trata de la única región H II gigante de la Vía

Láctea que emite longitudes de onda visibles.

Muchos cúmulos abiertos son inestables, esto es, que lavelocidad de escape del sistema es menor que lavelocidad media de las estrellas que contiene. Estoscúmulos se dispersan rápidamente en apenas unoscuantos millones de años. En muchos casos, laexpulsión de gas debido a la presión de radiación de lasestrellas jóvenes más calientes reduce la masa delcúmulo lo suficiente como para permitir una rápidadispersión.

Los cúmulos que poseen masa suficiente parapermanecer ligados por la gravedad, una vez que lanebulosa se ha evaporado, pueden permanecerfácilmente distinguibles durante decenas de millones deaños, pero, con el tiempo, los procesos tanto internoscomo externos tenderán siempre a dispersarlo. Encuanto a los procesos internos, pueden ocurrirencuentros entre dos estrellas del cúmulo, provocandoque la velocidad de una de ellas se eleve hasta superarla velocidad de escape del cúmulo, lo que, a la larga, setraduce en una lenta pero gradual "evaporación" de sus

miembros.En lo referente a los procesos externos, un cúmulo abierto puede verse afectado por determinados eventos como porejemplo si pasa cerca o a través de una nube molecular, lo que se calcula que suele pasar aproximadamente cada 500millones de años. Las fuerzas de marea que se generan en el encuentro tienden a alterar en gran medida el cúmulo.Finalmente, el cúmulo se convierte en una corriente de estrellas, sin estar lo suficientemente juntas como paraconsiderarse cúmulo, pero guardando relación entre ellas y moviéndose en direcciones y velocidades similares. Eltiempo que pasa hasta que el cúmulo se ve afectado depende de la densidad de estrellas inicial, tardando más tiempolos cúmulos más comprimidos. Se estima que la vida media de un cúmulo (cuando ha perdido la mitad de lasestrellas originales), oscila entre 150 y 800 millones de años, dependiendo de la densidad inicial.[21]

Una vez que un cúmulo deja de estar unido gravitacionalmente, muchas de sus estrellas se moverán por el espacio entrayectorias muy similares, formando lo que se conoce como asociación estelar, cúmulo móvil o grupo móvil.Algunas de las estrellas más brillantes de la Osa Mayor fueron miembros de un cúmulo abierto que ahora forma unaasociación de este tipo, denominada Asociación estelar de la Osa Mayor, que tiene 126 estrellas conocidas.Finalmente, sus diferentes velocidades relativas harán que se diseminen por toda la galaxia.

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Estudio de la evolución estelar

Diagrama de Hertzsprung-Russell superpuesto para dos cúmulos abiertos.NGC 188 es un cúmulo más antiguo, por lo que posee más estrellas alejadas

de la secuencia principal que el cúmulo M67.

Cuando se traza el diagrama deHertzsprung-Russell para un cúmulo abierto, seobserva que la mayoría de sus estrellas seencuentran en la secuencia principal. Las estrellasmás masivas han comenzado a abandonar lasecuencia principal y se están convirtiendo engigantes rojas; de hecho, las estrellas que no seencuentran en la secuencia principal suelenutilizarse para estimar la edad del cúmulo.

Debido a que todas las estrellas de un cúmuloabierto distan lo mismo de la Tierra y nacieronprácticamente a la vez y del mismo material, lasdiferencias en el brillo aparente de las estrellas sedeben únicamente a su masa. Este hecho hace quelos cúmulos sean entes muy útiles en el estudio dela evolución estelar, pues al comparar dosestrellas diferentes muchos de los parámetrosvariables están fijados.

El estudio de las cantidades de litio y berilio en los cúmulos abiertos arroja importantes pistas acerca de la evoluciónde las estrellas y de sus estructuras internas. Mientras que el hidrógeno no puede fusionarse para formar helio hastaque la temperatura alcanza los 10 millones de K, el litio y el berilio lo hacen a temperaturas de 2,5 y 3,5 millones deK, respectivamente, lo que significa que sus cantidades dependen en gran medida de la mezcla en el interior de lasestrellas. El estudio de estos dos elementos permite fijar determinados parámetros variables tales como la edad o lacomposición química.

Los estudios también revelan que la abundancia observada de estos elementos es mucho menor de lo esperado segúnlas predicciones de los modelos de evolución estelar. Aunque todavía no se comprende totalmente las causas de estacarencia, una posibilidad es que la convección en el interior de las estrellas pueda llegar hasta regiones donde laradiación es la forma dominante de transporte de energía.[22]

Cúmulo abierto 57

Los cúmulos abiertos y la escalera de distancias cósmicas

Telescopio espacial Hipparcos, puesto en marcha entre1989 y 1993. Se encargaba de calcular distancias

mediante el método del paralaje.

La determinación de las distancias de los diferentes objetosastronómicos resulta crucial para su comprensión. Sin embargo, lagran mayoría de estos objetos se encuentran demasiado lejos comopara determinar la distancia directamente. La escalera dedistancias cósmicas estima estas distancias basándose en una seriede mediciones indirectas, y en ocasiones inciertas, en las que seinvolucran objetos más cercanos cuya distancia se puededeterminar de forma directa, para después ir aumentandopaulatinamente otros objetos más distantes. En este paso, loscúmulos abiertos tienen un papel de gran relevancia.

Se puede medir directamente la distancia de los cúmulos abiertosmás cercanos mediante varios métodos. En primer lugar, elparalaje (esto es, observar el objeto desde la Tierra cuando ésta seencuentra en un punto de su órbita alrededor del Sol y volver aobservarlo cuando se encuentra en el punto contrario, registrando

entonces el pequeño cambio en su posición aparente) de estrellas en los cúmulos abiertos cercanos puede ser medidodel mismo modo que en las estrellas aisladas. Cúmulos como las Pléyades, las Híades y algunos otros que seencuentran dentro del rango de los 500 años luz de distancia de la Tierra pueden ser medidos por este método. Elobjetivo del satélite Hipparcos consistió en estimar con mayor precisión estas distancias por el método delparalaje.[23]

Las Híades, el cúmulo abierto más cercano a la Tierra, cuya distanciafue estimada mediante el método del cúmulo móvil..[24]

Otro método directo es el llamado método del cúmulomóvil y se basa en el hecho de que todas las estrellas deun cúmulo comparten el mismo movimiento a travésdel espacio. Si medimos el movimiento relativo de losmiembros del cúmulo podemos deducir que convergenen un punto de fuga. La velocidad radial de losmiembros del cúmulo puede determinarse mediante elefecto Doppler de su espectro, y si ya conocemos lavelocidad radial, el movimiento relativo y la distanciaangular al punto de fuga, mediante simpletrigonometría podemos hallar la distancia al cúmulo.Las Híades son el ejemplo más conocido de aplicaciónde este método, el cual revela que la distanciaTierra-Híades es de 46,34 ±0,27 pársecs (151 años luzaprox.).[24] [25]

Una vez que se han establecido las distancias a loscúmulos más cercanos, otras técnicas pueden extenderla escala de distancia hasta cúmulos más lejanos. Sepuede estimar la distancia a un cúmulo más lejanorelacionando la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell con uno cuya distancia es conocida. Elcúmulo abierto más cercano de nosotros son las Híades y aunque existe una asociación estelar a mitad de distanciade las Híades, ésta no puede considerarse cúmulo abierto porque sus estrellas no se encuentran ligadas

gravitacionalmente. El cúmulo abierto conocido más lejano de la Tierra en nuestra galaxia se denomina Berkeley 29, y se encuentra a una distancia aproximada de 15.000 pársecs (casi 50.000 años luz).[26] Los cúmulos abiertos se

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pueden detectar fácilmente en otras galaxias del Grupo Local.Conocer con precisión las distancias a los cúmulos abiertos resulta de vital importancia para determinar la relaciónen el período de luminosidad de algunos tipos de estrellas variables, como las cefeidas o las RR Lyrae, quienespueden utilizarse como candelas estándar. Las distancias de estas estrellas luminosas pueden determinarse aunque elobjeto se encuentre muy lejos, y sirven para extender la escala de distancia cósmica hasta las galaxias cercanas delGrupo Local.

Véase también• Cúmulo estelar• Asociación estelar

Referencias[1] « Cúmulo abierto (http:/ / espacioprofundo. com. ar/ diccionario/ Glosario_de_Astronomia/ vertermino/ Cumulo_abierto. html)». Glosario de

Astronomía. Espacio Profundo. Consultado el 22 de julio de 2008.[2] SEDS (http:/ / www. seds. org). « Open Star Clusters (http:/ / www. seds. org/ MESSIER/ open. html)» (en inglés). Consultado el 30 de

julio de 2008.[3] Michell, John (1767). « An Inquiry into the probable Parallax, and Magnitude, of the Fixed Stars, from the Quantity of Light which they

afford us, and the particular Circumstances of their Situation (http:/ / adsabs. harvard. edu/ abs/ 1767RSPT. . . 57. . 234M)». PhilosophicalTransactions 57. p. 234-264. .

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Fuentes y contribuyentes del artículo 60

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