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Ciencias del Mundo Contemporáneo - 1º Bachillerato.
Apuntes Tema 1. Parte 2. Lo que sabemos del Universo.
1. Composición del Universo.
Por visible se entiende que ningún telescopio o radiotelescopio puede detectar el objeto. En el
caso de la materia oscura, podemos demostrar su existencia a partir de sus efectos.
Nebulosas: Bolsas de polvo y gas (hidrógeno). Las nebulosas dan origen a las estrellas cuando el
gas se acumula formado una gran bola. Las nebulosas son los restos de otras estrellas que han muerto.
Enana blanca: Lo que queda de una estrella mediana o pequeña al morir. El sol cuando muera
se transformará en una enana blanca.
Enana marrón: Las enanas marrones son estrellas "fallidas" ya que contienen los mismos
materiales que una estrella como el sol, pero con muy poca masa para brillar, son
muy parecidas a los planetas gaseosos, no son del todo planetas pero no son del
todo estrellas
Púlsar: Un púlsar es una estrella muerta formada por neutrones únicamente (se recuerda que un
átomo está formado por protones, neutrones y electrones). Estas estrellas se comportan
como "faros", ya que mientras la estrella gira sobre su eje, emite luz por sus dos polos
Norte y Sur de forma periódica.
2.- Rotación de una galaxia espiral. La materia oscura.
Las estrellas de una galaxia no están quietas; están en movimiento girando siempre alrededor del
centro de la galaxia. Si estuvieran quietas, la gravedad haría que inmediatamente cayeran hacia el
centro de la galaxia: es lo mismo que les pasaría a la Tierra y a los demás planetas si dejaran de
girar en torno al Sol, caerían hacia el Sol.
Lo que nos preguntamos en concreto es ¿cómo giran las estrellas de una galaxia? La respuesta es
muy fácil: usando las leyes de Newton, exactamente igual que las usamos para estudiar el
movimiento de los planetas alrededor del Sol. Las estrellas más lejanas irán más despacio
(tardarán mucho tiempo en dar una vuelta completa a la galaxia); las más cercanas, más rápido.
La rotación de las galaxias se observó por primera vez en 1914, y desde entonces se ha medido
con gran precisión en muchas galaxias, no sólo en la Vía Láctea. La gran sorpresa surgió cuando,
en 1975, se pudo medir la velocidad de giro de las estrellas que ocupan posiciones muy alejadas
del centro: esas estrellas van muchísimo más rápido que lo que les correspondería por las leyes de
Newton . El hecho es que esto ocurre no en una, sino en muchas galaxias donde hemos podido
medir su rotación: las partes externas de las galaxias giran mucho más deprisa que lo que
esperamos. ¿Por qué ocurre eso? No se sabe.
Todo esto significa lo siguiente: o bien las galaxias tienen mucha materia que no vemos, pero que
causa un fuerte tirón gravitacional sobre las estrellas más externas (sería la razón de que
orbitaran tan rápido) o bien ni la ley de la gravedad de Newton ni la de Einstein serían válidas
para esas regiones externas de las galaxias. Las dos opciones son revolucionarias para la física: la
primera implica la existencia de materia oscura en el universo (materia que no vemos pero que sí
afecta al movimiento de las estrellas y galaxias), y la segunda implica que una ley básica (la de
Newton/Einstein de la gravitación) es incorrecta. En el momento actual, no sabemos cúal de esas
dos opciones es la buena (podrían incluso ser buenas las dos, es decir, que existiera materia
oscura y además que la teoría de Newton/Einstein estuviera mal, pero mejor ni pensar en eso). La
gran mayoría de los astrofísicos prefieren explicarlo con la materia oscura antes que dudar de las
leyes de la gravitación de Newton/Einstein. Esto no es sólo cuestión de gustos, es que las leyes de
la gravitación funcionan con una increíble exactitud en todos los demás casos donde las hemos
puesto a prueba (en los laboratorios, en las naves espaciales y los vuelos interplanetarios, en la
dinámica del Sistema Solar, etc.).
Este problema de la materia oscura es uno de los más importantes con los que se enfrenta la
astrofísica hoy en día.
3.- El nacimiento de una estrella.
Las estrellas nacen a partir de una bolsa de gas que contiene hidrógeno, el elemento más
abundante del Universo. Esta bolsa de gas forma parte de una nebulosa. Vamos a ver el
proceso de nacimiento de una estrella a partir de esta bolsa de gas y polvo estelar.
1.- Durante mucho tiempo la bolsa de gas y polvo permanecerá quieta, hasta que la explosión
de otra estrella (supernova) sea lo suficientemente fuerte como para empezar a mover la bolsa
de gas.
2.- De igual forma que el viento mueve los granos de arena hasta apelmazarlos (juntarlos), la
explosión de la estrella (supernova) mueve la bolsa de gas y polvo, apretándola. Entonces
actúa la gravedad y la nube comienza a girar, formando una bola de gas enorme.
3.- El gas exterior empuja al interior, y cada vez se acumula más y más polvo, gas y materia.
Con cada acumulación, sube la temperatura del interior de la estrella que está a punto de
nacer. Cuando se han alcanzado los 10 millones de grados, se inicia la fusión nuclear. El
proceso de acumulación de polvo y gas para de repente y nace una nueva estrella.
4.- Los restos de gas y polvo que no han formado parte de la estrella servirán para formar
planetas, asteroides, lunas, etc.
El proceso de fusión y la vida de una estrella.
Desde que nace la estrella, se produce un equilibrio de fuerzas entre la fusión nuclear y la
gravedad, que tiende a aplastarla sobre sí misma.
El final de la estrella comenzará cuando se agote el combustible que alimenta la fusión nuclear
(principalmente hidrógeno).
4.- FUSIÓN y FISIÓN nucleares.
Conviene no confundir FUSIÓN con FISIÓN, ya que son cosas diferentes. Fusión es sinónimo de
UNIR, mientras que fisión es sinónimo de lo contrario, de separar.
Veamos en qué consiste la fusión nuclear y qué ventajas tiene.
a) Fusión nuclear (=unir):
Como vemos en el dibujo, en la fusión nuclear se unen los núcleos de hidrógeno para formar
helio, que es el siguiente elemento en la tabla periódica. Observad que se obtiene energía de
este proceso, pero no hay radiactividad. Por lo tanto, la fusión es un proceso LIMPIO, donde se
obtiene mucha energía (que nos llega cada día, cuando sale el sol).
El principal inconveniente de la fusión es que se necesitan alcanzar temperaturas de miles y, a
veces, hasta de millones de grados para iniciarla.
b) Fisión nuclear (=separar).
Esta vez se utiliza un núcleo grande y pesado (el uranio o el plutonio). El núcleo es
bombardeado por un neutrón o proyectil. Al romperse el núcleo se libera la energía contenida,
pero también otros núcleos nuevos, es decir, que se produce radioactividad. Este es el
proceso es el que se produce en las centrales nucleares y con las bombas atómicas.
Como anécdota, os contaré que la primera bomba nuclear de la historia fue detonada en el
desierto de Los Álamos, Nuevo México (EEUU), dentro del Proyecto Manhattan, donde los más
importantes científicos de la época como A. Einstein trabajaron juntos. El objetivo era construir
la primera bomba atómica capaz de acabar con la Alemania n a z i de la segunda guerra
mundial. Como ya sabéis, el fruto del proyecto Manhattan fueron las bombas atómicas de
Hiroshima y Nagashaki.
5.- El color de una estrella y su temperatura.
Las estrellas emiten todo tipo de ondas: ondas de radio, rayos X, ultravioletas, infrarojos... Y
por supuesto, luz. Ya sabemos que la luz está formada por muchos colores. En las estrellas,
siempre hay uno de los colores que predomina sobre los otros. Hace tiempo que los científicos
descubrieron que había una relación entre el color predominante de una estrella y su
temperatura. Esta relación se conoce como la ley de Stefan-Boltzmann.
La ley de Stefan-Boltzmann es una ley importante, porque dice que es posible conocer la
temperatura de la superficie de una estrella observando su color.
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El Sol es una estrella mediana amarilla y Betelgeuse es una estrella supergigante roja, porque predomina el
color rojo sobre los otros (emite más el color rojo). Es importante señalar que el tamaño de una estrella
no tiene nada que ver con su color, sino más bien con su vida. Una estrella supergigante vive menos que
una estrella mediana como el Sol.
Por último, decir que las estrellas más calientes son las que queman hidrógeno más rápido, produciendo
helio, mientras que las menos calientes queman hidrógeno a un ritmo más lento y por eso viven durante
más tiempo. En estas estrellas se produce helio y otros elementos de la tabla periódica. Por ejemplo, en el
caso del Sol, que es una estrella amarilla, se sabe que además del hidrógeno, la estrella contiene
metales que
produciendo mediante la fusión nuclear del
hidrógeno.
6.- La muerte de una estrella.
La vida de una estrella depende de dos factores:
i) De su tamaño: Las más grandes viven menos.
ii) De su color: Las más calientes (azules y blancas) viven menos.
Estos dos factores también determinan el modo en el que muere la estrella.
a) Muerte acabando en una enana blanca. Ocurre en las estrellas medianas como el sol, y también en las
pequeñas.
Tomemos como ejemplo al Sol. Cuando el Sol agote todo el hidrógeno, las reacciones de fusión
termonuclear pararán y la estrella empezará a comprimirse, aumentando su temperatura y su
calor aún más.
Cuando la temperatura sea suficientemente alta, comenzará la reacción de fusión del helio
que ha producido durante toda su vida: Los núcleos de helio se unirán para producir carbono,
otro elemento de la tabla periódica. La reacción de fusión del helio es tan violenta que hará
que el Sol multiplique su tamaño convirtiéndola en una gigante roja.
El Sol, convertido en una gigante roja, engullirá gran parte del Sistema Solar (incluidos la
Tierra). Esto sucederá en unos miles de millones de años.
Finalmente, tras varias reacciones nucleares nuestro Sol expulsará sus capas exteriores y
todos los elementos químicos que ha producido durante su vida; carbono, litio, hierro, sodio,
etc, seran liberados al espacio.
Lo que ha quedado de la estrella (centro) es una enana blanca y alrededor estan los gases que
ha expulsado (elementos químicos), es decir, una nebulosa.
B) Muerte con explosión (supernova) y con formación de estrellas de neutrones o agujeros
negros. Ocurre en las estrellas gigantes y supergigantes. Estas estrellas contienen tanta
materia que al final la gravedad las aplasta hasta formar una estrella de neutrones o , si la
gravedad no puede parar, un agujero negro.