Medir distancias en astronomía

En primer lugar, no existe un método único que nos permita medir las distancias en el cosmos. Dependiendo de la distancia que nos separe del objeto, hay que utilizar uno distinto, y éstos necesitan verificar su funcionamiento con otro anterior, lo que nos lleva a una especie de escalera de métodos que nos permitirían ir de los alrededores del Sol (estrellas más cercanas) hasta las mayores distancias conocidas, al borde del universo visible.

Otra división posible de estos métodos es si el método permite medir distancias de forma directa (estaríamos hablando de medidores primarios) o necesita apoyarse en algún método primario para realizar la medición (en este caso hablaríamos de medidores secundarios).

En esta primera entrega describiremos los medidores primarios.

 

Universo Finito e Ilimitado

Las teorías sobre el Universo actualmente se decantan por un Universo  contenido en un espacio geométrico curvo, en concreto hiperbólico o de curvatura negativa y que su extensión es finita pero ilimitada. La curvatura del espacio lo dejamos para otra ocasión, si bien se cree que ésta, es tan pequeña que podemos casi considerar al Universo Plano o Parabólico pues su curvatura es próxima a cero.

¿Que es un espacio FINITO? Es un espacio en el cual si empezamos a caminar por él, llega un momento que lo hemos recorrido entero. Es decir, que podemos contar el número de pasos que podemos dar en él, aunque este sea tremendamente grande. Es por tanto un Universo medible frente a los espacios Infinitos, que por mucho que caminemos, siempre existe alguna zona de este Espacio por explorar.  Un Universo Infinito, no se puede medir ni podríamos recorrerlo entero.

¿Qué es un Universo ILIMITADO? Es un Universo que no tiene LÍMITES, no hay fronteras, ni paredes que nos limiten en nuestro caminar. Desde cualquier punto de este Universo nos podemos mover en todas direcciones sin encontrar una PARED o un FRONTERA que sería el FIN del Universo, lo que nos obligaría  a cambiar de dirección.

 

Misión Gravity Probe B y otras comprobaciones de la Teoría de la Relatividad General

El pasado 4 de mayo la NASA informó del éxito obtenido en la misión Gravity Probe B. Este satélite fue lanzado en el 2004 con la intención de comprobar y medir con precisión dos de los efectos gravitacionales derivados de la teoría de la Relatividad General de Einstein.

Aunque en un principio esta teoría parece muy alejada de lo que nuestra experiencia y nuestro sentido común nos dicen,  desde que en 1915 fue publicada, se ha podido comprobar en múltiples ocasiones.

La primera comprobación de la teoría fue inmediata y se dio al poder explicar completamente la anomalía observada en la órbita de Mercurio. En 1859, el astrónomo Le Verrier había descubierto que el perihelio de Mercurio se desplazaba. En concreto avanzaba unos 43 segundos de arco cada siglo. Esto no tenía explicación dentro de la mecánica de Newton. Einstein utilizó sus ecuaciones para calcular la desviación y estas arrojaron el mismo valor observado. El propio Einstein contó luego que sufrió taquicardia y casi no pudo dormir en los días siguientes a causa de la emoción.

Cuatro años más tarde, en 1919, se realizó un experimento con ocasión de un eclipse total de Sol. Se pudo comprobar que la posición aparente de las estrellas situadas justo detrás del borde del sol durante el eclipse variaba 1,7 segundos de arco con respecto a su posición normal. Cuando se publicaron los resultados, la fama de Einstein saltó de los círculos académicos a las portadas de los periódicos de medio mundo. Einstein había predicho que la luz también sufre los efectos de la gravedad por lo que un rayo de luz se desvía cuando pasa cerca de un objeto masivo. En realidad es la geometría del espacio mismo la que se deforma. La luz viaja siempre en línea recta pero siguiendo la curvatura del espacio-tiempo.
Esta deformación gravitacional del espacio-tiempo afecta a todas las frecuencias del espectro electromagnético y no sólo a la luz visible. Así que se ha podido comprobar el efecto en la banda de radiofrecuencia mediante radiotelescopios sin necesidad de esperar eclipses totales de sol.
Mucho más recientemente, y sobre todo con el uso de los telescopios espaciales, como el Hubble, se han podido observar las llamadas lentes gravitacionales o anillos de Einstein que son producidas generalmente por galaxias interpuestas entre la Tierra y otras galaxias más lejanas. La luz de estas aparece formando un anillo más o menos perfecto alrededor del objeto interpuesto.

Otro efecto predicho por Einstein es la ralentización del tiempo en entornos de alta gravedad.

 

El bosón de Higgs y el modelo estándar

Hace unos días se corrió la voz de que en el LHC (Large Hadron Collider) del CERN (Centro de Altas Energías de Ginebra) se habría detectado una partícula subatómica largamente buscada, el Bosón de Higgs.

Vista aérea del LHC en Ginebra, Suiza

Para entender la importancia que tendría la detección de dicha partícula, mostraremos primero como está el puzle de las diferentes partículas y las interacciones que tienen entre ellas. Este puzle es el llamado “Modelo Estándar”. Hasta ahora, este modelo funciona, y ningún descubrimiento realizado en los aceleradores de partículas se ha salido de dicho modelo, pero quedan piezas claves por descubrir que le darían el espaldarazo definitivo a este modelo.

 

AGUJEROS NEGROS

Definición
Un agujero negro es un objeto tan masivo que nada escapa a su gravedad, ni siquiera la luz.

Un poco de historia
Fue John Michell , en 1783 el que pensó que podrían existir astros con una velocidad de escape tan grande que ni siquiera la luz podría salir de ellos. Calculó que una estrella de la misma densidad del Sol y unas 500 veces su masa no dejaría escapar ni su propia luz.

Pero no fue hasta la aparición de la teoría de la Relatividad de Einstein, en la que se demostró que la gravedad también afectaba a la luz, cuando empezó a creerse su existencia real.

En 1916 Karl Schwarzschild utilizó las ecuaciones de Einstein para calcular el llamado Radio de Schwarzschild que es el radio de un agujero negro estático, que sólo depende de su masa.

La denominación “Agujero negro” fue usada por primera vez por John Archibald Wheeler en 1969.

Formación
Cuando una estrella gigante roja llega a las últimas fases de su vida colapsa y se produce una explosión que lanza la mayor parte de su masa hacia el exterior pero somete a su zona central una presión suficiente para comprimir los átomos de tal forma que los electrones pueden llegar a fundirse con los protones de los núcleos convirtiéndose en neutrones. Este proceso genera una densidad tan alta que se realimenta a sí mismo acumulando y comprimiendo más materia.

Dependiendo de la masa de la estrella colapsada la explosión produce una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro.
Si el cuerpo resultante tiene menos de 1,44 masas solares se produce una enana blanca. Este es el llamado Límite de Chandrasekhar. A partir de esa masa se producen una estrella de neutrones con un tamaño de unos 20 km de diámetro.

Cuando la masa es mayor de 2,5 o 3 veces la del sol, el proceso de compresión continúa y entonces se forma un agujero negro. Este es el llamado Límite TOV (Tolman-Oppenheimer-Volkoff ).

Un agujero negro tiene una superficie llamada horizonte de sucesos que marca la frontera a partir de la cual ya nada puede escapar.

Tipología
Se han podido detectar dos tipos de agujeros negros: los estelares y los supermasivos.

Los estelares son originados a partir del colapso de una estrella como ya hemos explicado.

Los supermasivos se encuentran en los núcleos de muchas galaxias. Nuestra galaxia tiene uno en su centro con una masa de 2.5 millones de veces la del Sol y un tamaño parecido al tamaño del Sistema Solar.

 

Materia Oscura

 

Se llama Materia Oscura a la materia que no emite ni refleja suficiente radiación electromagnética para ser detectada con los medios técnicos actuales pero cuya existencia puede deducirse a partir de los efectos gravitatorios que causa en la materia visible.

Se ha medido la masa total de muchas galaxias y también se ha medido la velocidad a la que giran y parece que lo hacen tan rápido que su masa aparente es insuficiente para mantenerlas sin que se deshagan. Es más, la velocidad de giro de las estrellas es casi constante a partir de cierta distancia del núcleo galáctico e independiente de ésta.  Las estrellas situadas en los bordes galácticos giran casi a la misma velocidad que las que están más cerca del núcleo.

Esto sólo es posible si hay mucha más materia en las galaxias y que está más uniformemente repartida y no concentrada en su núcleo como parece.

Por lo tanto deben tener más masa de la que observamos para que la fuerza centrífuga no acabe por desperdigar las estrellas en todas direcciones. Se calcula que la Vía Láctea tiene unas 10 veces más materia oscura que materia ordinaria.

Lo mismo ocurre con las velocidades orbitales de los cúmulos de galaxias. Son excesivas para las masas que les atribuimos.

De todo ello se deduce que el Universo contiene una gran cantidad de materia que no podemos detectar salvo por su efecto gravitatorio.

Se cree que una parte de la Materia Oscura está constituida por lo que se llaman MACHOs (Massive astrophysical compact halo objects) u objetos astrofísicos masivos de halo compacto, que serian objetos generalmente pequeños que no están asociados a ninguna estrella. Estos serían agujeros negros, estrellas de neutrones, enanas marrones, planetas aislados, incluso enanas blancas y rojas muy débiles.

Otra parte de la Materia Oscura estaría constituida por partículas como los neutrinos y otras más exóticas como los llamados WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) (Partículas masivas débilmente interactivas ). Los neutrinos parecen tener una masa no despreciable y su gran número tendría un efecto gravitatorio importante. Por otro lado los WIMPS, que serían unas hipotéticas partículas que sólo interactuarían con la materia normal mediante la fuerza nuclear débil y la gravedad, serían parecidos a los neutrinos pero con una masa mucho mayor.

Hay astrónomos que creen que la materia oscura no existe. Dicen que la aparentemente excesiva velocidad de rotación de las galaxias podría explicarse si la fuerza de la gravedad aumentara a distancias galácticas.

La materia normal, la que podemos ver, las estrellas, las nubes de gas y el polvo, los agujeres negros, etc. sólo representa el 4% del total de masa-energía del Universo. Se calcula que la Materia Oscura constituye un 22%. El otro 74% restante lo constituye la Energía Oscura.

Pero eso es tema para otro día.

 

Nuestra Vía Láctea

Sabemos la forma y estructura de numerosas galaxias pero, ¿Qué pasa con la nuestra?. Son astros y material que están más cerca y en algunas ocasiones sabemos menos que de galaxias lejanas. Existe una razón para ello, por el hecho de estar dentro de ella, es muy difícil de detectar su estructura. Las nubes de gas y polvo más cercanas nos “tapan” el resto de galaxia que quedaría detrás de ellas. Han sido agujeros en los mapas muy difíciles de rellenar. Estos huecos se están rellenando gracias a un nuevo instrumento, el telescopio espacial Spitzer, trabajando, concretamente,  en las frecuencias del infrarrojo medio.