1. ¿Qué sabe la ciencia hoy sobre el Universo?
Desde épocas muy remotas, distintos pueblos han alzado sus ojos hacia el cielo tratando de descifrar los misterios que plantean los astros. Las explicaciones de los fenómenos celestes han abundado desde la Prehistoria, pasando por las culturas de la Antigüedad Clásica, hasta nuestros días. Mientras las primeras teorías se basaban en mitos y leyendas más o menos fantasiosas, las actuales se fundamentan en los resultados obtenidos por ramas de la ciencia moderna tales como la física, la astrofísica o la cosmología. Conocer y distinguir los diferentes cuerpos que pueblan el espacio, sean cercanos, como los planetas y sus satélites, o lejanos, como es el caso de las galaxias o cúmulos de galaxias, es el objeto de la astronomía, considerada con justicia la ciencia más antigua.
Debido a su carácter eminentemente observacional, por la imposibilidad de experimentar con los cuerpos celestes, se sirve de una serie de instrumentos, como los telescopios, para captar las diferentes radiaciones procedentes del espacio y determinar de este modo la composición, origen y el comportamiento de los cuerpos que lo pueblan.
Con la ayuda de la física, estas informaciones permiten deducir cuál es el estadio evolutivo en que se encuentran estos objetos y cuál será su previsible evolución en el futuro. La extrapolación de este panorama a gran escala permite hacer lo propio con el Universo. A esta disciplina, conocida como cosmología, dedican en la actualidad sus esfuerzos un gran número de científicos, con la esperanza de averiguar de dónde venimos y hacia dónde vamos.
No todos los interrogantes están resueltos, pero el avance en el campo de la física y de la astronomía es evidente. Algunos postulados han sido comprobados, con lo que las bases para seguir adelante en la investigación se han consolidado.
2. ¿Qué sabemos sobre su movimiento, su edad y su forma?
·Su movimiento
La gravedad es la fuerza de atracción entre objectos.
En el Universo toda la materia se mueve a causa de ésta y otras fuerzas.
La gravedad depende de la masa de los objectos y de la distancia que los separa. Cuanto más masa tienen y más cerca están, mayor es la fuerza. Cuando se separan el doble, la fuerza se reduce a un cuarto.
La gravedad actúa como si toda la masa de un cuerpo se concentrase en un único punto, el centro de gravedad. La zona esférica alrededor de un cuerpo donde actúa su gravedad es el campo gravitacional.
La ley de la gravitación universal fue formulada por el físico británico Isaac Newton en el año 1684.
Hay cuatro fuerzas fundamentales, que determinan todas las formas de interacción de la materia:
- Interacciones nucleares fuertes.
- Interacciones nucleares débiles.
- Electromagnetismo.
- Gravitación.
Las estrellas, las galaxias y todo el Universo se mueven. Otra cosa es detectar el movimiento de algunos cuerpos, sobre todo, de los más lejanos.
Se ha medido el movimiento de muchos objetos del Universo. Así sabemos que, para desplazarse una distancia aparente igual al diámetro de la luna, la estrella más cercana Alpha Centauro, necesita 506 años.
Se llama órbita la trayectoria de un objeto que gira alrededor de otro. El periodo orbital es el tiempo que el objeto tarda en completar una órbita. Parece que todos los objetos, en el espacio, orbitan alrededor de otros con más masa.
·¿Cuántos años tiene el Universo?
Ha podido determinarse, mediante el estudio de la desintegración de uranio, la teoría del proceso evolutivo de las estrellas y la expansión del Universo, lo que ha dado origen, entre otras, a dos teorías:
Escala corta: La edad sería de 1010 años.
Escala larga: La edad sería de 1014 años (10.000 veces mayor).
En 1972 el astrónomo estadounidense Allan Sangade estableció un nuevo cómputo en cuanto a la edad del Universo. Según sus investigaciones podría establecerse en 13 billones de años, pudiendo llegar a los 18 billones de años.
·Su forma
La forma del Universo es una cuestión muy importante para la Cosmología, ya que el destino final del propio Universo depende de la forma que tenga. Sin embargo, aún hoy en día es imposible de averiguar.
La forma del Universo depende de su densidad, es decir, de la cantidad de masa y energía que posee. El problema es que no sabemos qué tamaño tiene el Universo ni cuánta energía y materia hay en total. Así que tampoco podemos calcular su densidad.
Las teorías de Einstein plantean tres posibles formas: cerrado, abierto, o plano. Aunque la forma del Universo continúa siendo un enigma, la mayoría de científicos opina que es casi plano.
El Universo puede tener tres posibles formas:
Universo cerrado: si hay demasiada materia y energía, la densidad será muy alta. El Universo se curvará hacia dentro y tendrá forma de esfera. Será un Universo finito. La gravedad será más fuerte que la expansión, toda la materia acabará agrupándose y el Universo colapsará. Este final se denomina Big Crunch.
Universo abierto: si la densidad de materia y energía es muy baja, el Universo se curvará hacia afuera. Tendrá la forma de una silla de montar. Será un Universo infinito, en infinita expansión. La gravedad será tan débil que no podrá haber estrellas, ni planetas, ni siquiera átomos. La materia se separará y se desintegrará hasta quedar reducida a partículas elementales. El Universo se enfriará y morirá. Este final se llama Big Chill.
Universo plano: si la cantidad de materia y energía es la adecuada, la densidad será equilibrada. Es lo que se llama densidad crítica. Entonces el Universo será plano. La gravedad y la expansión estarán en equilibrio. El Universo se expandirá, pero cada vez más despacio.
Hoy se cree que el Universo es casi plano, pero aún existen muchas dudas, ya que está demostrado que el Universo se expande cada vez más rápidamente, y esto parece una contradicción con la teoría.
3. ¿Cómo se inició el Universo?
La teoría más conocida sobre el origen del universo se centra en un cataclismo cósmico sin igual en la historia: el big bang. Esta teoría surgió de la observación del alejamiento a gran velocidad de otras galaxias respecto a la nuestra en todas direcciones, como si hubieran sido repelidas por una antigua fuerza explosiva.
Antes del big bang, según los científicos, la inmensidad del universo observable, incluida toda su materia y radiación, estaba comprimida en una masa densa y caliente a tan solo unos pocos milímetros de distancia. Este estado casi incomprensible se especula que existió tan sólo una fracción del primer segundo de tiempo.
Los defensores del big bang sugieren que hace unos 10.000 o 20.000 millones de años, una onda expansiva masiva permitió que toda la energía y materia conocidas del universo (incluso el espacio y el tiempo) surgieran a partir de algún tipo de energía desconocido.
La teoría mantiene que, en un instante (una trillonésima parte de un segundo) tras el big bang, el universo se expandió con una velocidad incomprensible desde su origen del tamaño de un guijarro a un alcance astronómico. La expansión aparentemente ha continuado, pero mucho más despacio, durante los siguientes miles de millones de años.
Los científicos no pueden saber con exactitud el modo en que el universo evolucionó tras el big bang. Muchos creen que, a medida que transcurría el tiempo y la materia se enfriaba, comenzaron a formarse tipos de átomos más diversos, y que estos finalmente se condensaron en las estrellas y galaxias de nuestro universo presente.
4. ¿Cómo se miden las distancias?
·El año luz
El año luz es la distancia que recorre la luz en el vacío durante un año. Sirve para medir dimensiones enormes como las de las galaxias.
Para averiguar cuántos kilómetros serían un año luz, averiguaremos cuantos segundos tiene un año:
segundos en un año = 60 · 60 · 365 · 24 = 31.536.000 segundos
Así es que, si la luz recorre 300.000 kilómetros cada segundo, en un año:
31.536.000 · 300.000 = 9.460.800.000.000 km
En respuesta a la pregunta, un año luz, son 9.460.800.000.000 km.
·Pársec
En las medidas de las grandes distancias del universo, los astrónomos prefieren el uso del pársec, que equivale a 3,2616 al (206 265 ua) y se representa como pc (3,0857 × 1016 m o 30,9 billones de kilómetros). La expresión pársec deriva de paralaje trigonométrico (parallax of one arc second) que es la desviación angular de la posición aparente de un objeto, según el punto de vista elegido que se mide en segundos de arco.
También se utilizan múltiplos como kilopársec (kpc) que son 1 000 pársec o 3 262 años luz y megapársec (mpc), esto es 1 millón de pársec o 3,26 millones de años luz.
La galaxia de Andrómeda se encuentra a 0,7 megapársec (700 000 pársec o 2 millones de años luz).
5. ¿Qué dimensiones tiene el Universo?
La teoría de cuerdas es un modelo fundamental de física teórica que básicamente asume que las partículas materiales aparentemente puntuales son en realidad "estados vibracionales" de un objeto extendido más básico llamado "cuerda" o "filamento". De acuerdo con esta propuesta, un electrón no es un "punto" sin estructura interna y de dimensión cero, sino un amasijo de cuerdas minúsculas que vibran en un espacio-tiempo de más de cuatro dimensiones. Esta teoría, ampliada con otras como la de las supercuerdas o la Teoría M, pretende alejarse de la concepción del punto-partícula.
La siguiente formulación de una teoría de cuerdas se debe a Jöel Scherk y John Henry Schwarz, que en 1974 publicaron un artículo en el que mostraban que una teoría basada en objetos unidimensionales o "cuerdas" en lugar de partículas puntuales podía describir la fuerza gravitatoria. Aunque estas ideas no recibieron en ese momento mucha atención hasta laPrimera revolución de supercuerdas de 1984. De acuerdo con la formulación de la teoría de cuerdas surgida de esta revolución, las teorías de cuerdas pueden considerarse de hecho un caso general de teoría de Kaluza-Klein cuantizada. Las ideas fundamentales son dos:
-Los objetos básicos de la teoría no serían partículas puntuales sino objetos unidimensionales extendidos (en las cinco teorías de cuerdas convencionales estos objetos eran unidimensionales o "cuerdas"; actualmente en la teoría-M se admiten también de dimensión superior o "p-branas"). Esto renormaliza algunos infinitos de los cálculos perturbativos.
-El espacio-tiempo en el que se mueven las cuerdas y p-branas de la teoría no sería el espacio-tiempo ordinario de 4 dimensiones sino un espacio de tipo Kaluza-Klein, en el que a las cuatro dimensiones convencionales se añaden 6 dimensiones compactificadas en forma de variedad de Calabi-Yau. Por tanto convencionalmente en la teoría de cuerdas existe 1 dimensión temporal, 3 dimensiones espaciales ordinarias y 7 dimensiones compactificadas e inobservables en la práctica.
6. ¿Cuántos tipos de astros hay?
El universo es infinito (al menos hasta ahora se cree que es así), y en el existen millones de millones de astros, como por ejemplo nuestro planeta, la tierra. Los diferentes astros que podemos encontrarnos en el universo son:
·Estrellas
Son cuerpos que emite energía continuamente y es visible porque una parte de esa emisión es en forma de luz visible (Sol, Aldebarán, Alfa Centauri).
·Galaxias
Son conjuntos de miles de millones de estrellas (Vía Láctea, Andrómeda, Nube de Magallanes)
·Nebulosas
Son acumulaciones de polvo y gas interestelar que se encuentran dentro de las galaxias.
Son agrupaciones de estrellas hecha de forma arbitraria ya en la antigüedad porque aparecen de forma cercana en el cielo, aunque pueden estar a cientos de años luz unas de otras. Las estrellas se unen entre sí formando figuras en la bóveda celeste. Todas las estrellas visibles se han agrupado en 88 constelaciones (Casiopea, Osa Mayor).
Son cuerpos estelares que no emiten luz y que giran alrededor de una estrella.
Son cuerpos estelares que no emiten luz y que giran alrededor de un planeta.
Los cometas (del griego kometes, "cabellera") son cuerpos celestes constituidos por hielo y rocas que orbitan el Sol siguiendo órbitas muy elípticas. Su cola o cabellera es su elemento más característico.
·Asteroides
Son pequeños astros irregulares rocosos o metálicos, más pequeños que un planeta, que giran alrededor del Sol en una órbita interior a la de Neptuno.
7. ¿Cuál el origen y evolución de una estrella? ¿Cómo obtiene su energía?
·Su origen
Se cree que las estrellas nacieron en grupos al colapsarse nubes grandes y frías de materia interestelar, compuestas principalmente de hidrógeno. Una estrella se forma al concentrarse una gran cantidad de gas (hidrógeno primordialmente), debido a la gravedad estas partículas empiezan a colapsar entre sí. Al contraerse los átomos empiezan a colisionar entre sí, por lo tanto el gas se calienta, tanto que luego de un tiempo las partículas de hidrógeno al chocar se convierte en helio. Ese calor hace que la estrella brille y además para que la presión del gas sea suficiente para equilibrar la gravedad y el gas deja de contraerse. Las estrellas permanecerán estables de esta forma por un largo periodo, contradictoriamente mientras más combustible tenga la estrella más rápido lo consume debido a que tiene que producir más calor.
·Su evolución
Las observaciones hechas sugieren que cuando la masa de Jeans (1) de una nube es igual a muchas masas solares, el colapso de la nube comporta la formación de tantas estrellas como masas solares hay: cada estrella viene a tener una masa solar. Al colapsarse una nube entera, se producen en su interior contracciones localizadas, en un proceso denominado fragmentación. La temperatura de esas zonas empieza a subir, porque su densidad es tan elevada que el calor no escapa fácilmente mientras continua el colapso.
Por ultimo, la temperatura sube hasta el punto de que la presión térmica externa detiene el colapso de esas zonas localizadas, y la fragmentación termina. Esas zonas estables, no colapsantes, de gran densidad y temperatura, se llaman protoestrellas. La siguiente fase de la evolución de estrella depende de su masa. En una protoestrella de masa similar a la del sol, el colapso de la nube se traduce en un núcleo central caliente. Ese núcleo se contrae y constituye el de la futura estrella.
La zonas exteriores de las protoestrellas se acercan al núcleo y aumentan la temperatura del centro. Unos 60 millones de años tras el comienzo del colapso de la nube interestelar, la temperatura llega al punto de iniciar reacciones de fusión nuclear. Esas reacciones mantienen estable la estrella durante millones de años, radiando la energía derivada del hidrógeno en helio. En una estrella con mas masa que el sol, el colapso es tal, que el núcleo inicial se expande mas a prisa y las reacciones termonucleares se inician mucho mas antes. Como resultado la radiación del núcleo es tan intensa que su presión impide que gran parte de la periferia de la protoestrella caiga hacia el centro para acrecentar su masa, y solo alrededor de 1/3 de la masa inicial arde en fusión termonuclear. Las fases correspondientes de una estrella de 10 masas solares pueden durar solo 200 000 años.
·¿Cómo obtienen su energía?
En estos astros tienen lugar reacciones nucleares que son las responsables de la producción de calor y de diferentes tipos de radiación. Para que se presenten dichos procesos en el interior del núcleo de las estrellas, tienen que estar dadas ciertas condiciones de densidad y temperatura en la materia estelar.
El gas Hidrógeno en el centro de ellas debe estar muy comprimido (alta densidad) para que en este sitio se desarrollen altas temperaturas, en el orden de los 10 millones de grados absolutos y sólo de esta forma se presentarán las reacciones de fusión nuclear, específicamente se producirá la llamada cadena protón – la cual consiste en que el elemento hidrógeno progresivamente se va fusionando con otros iones de hidrógeno (en total 4 protones) para formar finalmente un núcleo de helio; en este proceso se libera una cantidad enorme de energía en forma de cuantos de radiación; también los positrones originados en estas reacciones nucleares se unen con los electrones presentes en el medio y forman más cuantos de radiación (cuantos de luz), los cuales viajan por el espacio interestelar a razón de 300.000 km/seg.
En el proceso, además, se generan partículas subatómicas como los positrones y los neutrinos: estos últimos se llevan parte de la energía. Este fenómeno que ocurre a tan elevadas temperaturas, se conoce como ciclo del carbono, es un proceso que no sólo requiere de esta condición sino que es propio de las estrellas que han sufrido cierto grado de evolución, porque aquellas que únicamente poseen hidrógeno y helio en su interior (estrellas muy jóvenes) no poseen las sustancias catalizadoras necesarias para cumplir con el ciclo del carbono.
8. ¿Crees que puede haber sido un montaje la llegada de los astronautas del Apolo 11 a la Luna el 21 de julio de 1969? ¿Quiénes y por qué sostienen esa idea?
No. Ya que hay imágenes y documentos que lo verifican.
·Principales proponentes:
·Bill Kaysing: antiguo empleado del Departamento de Publicaciones de Rocketdyne (empresa contratista de la NASA). Aunque era licenciado en literatura inglesa y no tenía formación técnica, publicó en junio de 1976, el libro Nunca fuimos a la Luna, que lo convirtió en el padre de la hipótesis del fraude lunar.
·David Percy: experto en fotografía y audiovisuales. Autor del documental ¿Qué sucedió en la Luna?, sostiene que los errores en las fotografías lunares son tan obvios que él cree que fueron hechos a propósito por personal interno de la NASA para avisar al público sobre el montaje.
·Ralph Rene: inventor autodidacta y editor. Autor del libro NASA Mooned America (1992).
·Bart Sibrel: periodista y director de cinematografía. Autor del documental Algo extraño sucedió en el viaje a la Luna. Afirma que ninguno de los viajes tripulados a la Luna tuvo lugar.
·Richard Hoagland: ufólogo y denunciante de la conspiración. Sostiene que los astronautas encontraron extraterrestres en la Luna y la NASA decidió ocultarlo trucando las fotografías.
·Jack White: fotógrafo profesional. Denunciante de aparentes irregularidades en las fotografías tomadas en el satélite. Analiza detalladamente en su publicación las muchas fotografías de los vuelos Apolo comparándolas entre ellas y mostrando coincidencias que según él prueban que aún siendo ciertos los alunizajes, las imágenes mostradas no proceden de la Luna.
9. ¿Cuáles son las características de los cielos de Canarias?
La calidad astronómica de un Observatorio está principalmente definida por la transparencia de sus cielos y por el número de horas de observación útil al año. Esto está íntimamente relacionado con la climatología del lugar y de sus características geográficas.
En el caso de Canarias, su excepcional calidad astronómica es debido a los siguientes factores:
-Está cerca del Ecuador y lejos de las tormentas tropicales. Además, esta situación permite la observación de todo el Hemisferio Norte Celeste y parte del Sur.
-Los Observatorios se encuentran a 2.400 m sobre el nivel del mar, por encima de la inversión térmica de los vientos alisios. Esto garantiza que las instalaciones estén por encima del llamado "mar de nubes" donde existe una atmósfera limpia sin turbulencias, estabilizada por el océano.
La persistencia de los vientos alisios, unido a que las islas están bañadas por una corriente marina fría, determina su agradable clima y la división de la troposfera en dos capas bien distintas a causa de la inversión térmica.
Por debajo del "mar de nubes" predominan los movimientos turbulentos de las capas inferiores de la atmósfera. El "mar de nubes" es una especie de tapadera que no permite el paso de la polución atmosférica y de partículas. En la capa superior, donde están el OT y el ORM, los vientos dominantes son secos y no turbulentos y la atmósfera es muy transparente con una frecuencia de cirros (nubes altas) muy baja.
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