Astros y formaciones del Universo

La indagación de la bóveda celeste por el hombre ha sido un proceso lento y muy prolongado. En un principio, sólo las estrellas más luminosas y cinco «cuerpos errantes» (los planetas más próximos, de Mercurio a Saturno) eran visibles en el cielo, aparte, claro está, del Sol y de la Luna. Los primeros usos del telescopio astronómico en el siglo xvii y el descubrimiento de las galaxias exteriores a la Vía Láctea a principios del xx dieron una nueva dimensión al Universo conocido.

El siglo xx estuvo salpicado de descubrimientos espectaculares en astronomía que permitieron comprender mejor la naturaleza de los objetos celestes. Se distinguieron numerosas clases de estrellas dentro de la Vía Láctea, múltiples tipos de galaxias diferentes, agrupaciones galácticas denominadas cúmulos y supercúmulos e incluso objetos extragalácticos como los cuásares. El cielo de los físicos se colmó de entidades exóticas, como los agujeros negros, los púlsares o las estrellas de neutrones.

La Vía Láctea según un modelo de emisión de radiaciones, la llamada escintigrafía o gammagrafía. Las radiaciones del espectro magnético de la materia estelar han permitido analizar múltiples componentes de ésta.

Actualmente, se dirigen al firmamento multitud de telescopios e instrumentos astronómicos, sobre observatorios terrestres o en órbita, que responden al deseo de conocimiento del hombre sobre su entorno y sus orígenes. En este ejercicio de ciencia pura se ha logrado proponer una estructura general para el cosmos y se han alcanzado los límites de la observación, el llamado horizonte-luz que permite remontarse a los primeros tiempos del Universo conocido. Aun así, las restricciones de la capacidad de observación, las insuficiencias de los modelos teóricos y el límite último de la percepción humana moderan el optimismo de los científicos acerca de sus hipótesis y siguen haciendo del Universo un territorio repleto de incógnitas y de misterios por descubrir.

Componentes del Universo

En el estado actual de conocimiento de la astronomía, existen numerosos aspectos desconocidos acerca de la naturaleza del Universo y de la composición de sus diferentes elementos y estructuras. Estos conocimientos se han acumulado a partir de la observación de las distintas radiaciones recibidas de los mismos en forma de luz y otras radiaciones del espectro electromagnético (ultravioleta, infrarrojo, rayos x y gamma y ondas de radio). A ello se suman las conclusiones indirectas que se obtienen al observar los efectos gravitatorios mutuos de unos objetos en otros.

Todo sistema planetario está formado por una estrella central cargada de energía, a cuyo alrededor orbitan otros cuerpos celestes que no tienen luz propia. Dentro del Sistema Solar, el sistema planetario en el que vivimos, la Tierra (en la ilustración), al igual que los demás planetas, se mueve en órbita alrededor del Sol, su fuente energética.

Pese a las carencias y limitaciones observacionales, se ha logrado reunir un compendio de datos y modelos acerca de la estructura del cosmos y sus componentes. Algunos de los objetos astronómicos más comunes y habituales en dicha estructura son, en orden creciente de complejidad, los sistemas planetarios, las estrellas, las galaxias, los cúmulos galácticos y los cuásares y objetos extragalácticos. A lo anterior se agregan algunos entes exóticos, a menudo ligados a los objetos anteriores, como son los agujeros negros y las estrellas de neutrones. Finalmente, cabe hablar del gas y el material intergaláctico, los rayos cósmicos, la radiación cósmica de fondo y la materia oscura y energía oscura, cuyo origen y composición se desconocen.

Se denomina sistema planetario al conjunto formado por una o varias estrellas ligadas entre sí por efectos gravitatorios y en cuyo campo de acción se mueven en órbita otros cuerpos y entidades que carecen de luz propia como planetas, asteroides, cometas, meteoroides, polvo, gas y radiación interplanetaria. El ejemplo más común de sistema planetario es el Sistema Solar, al que pertenece la Tierra, en órbita alrededor del Sol.

Una estrella es un objeto gaseoso y brillante capaz de producir, en algún momento de su evolución, una energía propia a través de la fusión termonuclear de núcleos de átomos ligeros, sobre todo hidrógeno para formar helio. Las estrellas forman parte de galaxias y pueden aparecer en solitario o en agrupaciones múltiples ligadas por la acción gravitatoria mutua. En este caso puede hablarse de sistemas estelares binarios, ternarios, cuaternarios, etc. Muchos de estos sistemas estelares comportan sistemas planetarios, algunos de los cuales han empezado a descubrirse a partir de la década de 1990 en las regiones de la Vía Láctea cercanas al Sol.

Por su parte, una galaxia es un sistema formado por una infinidad de estrellas, polvo y gas interestelar. Nuevamente, estos objetos se mantienen unidos por su efecto gravitatorio mutuo y pueden, a su vez, formar agrupaciones mayores conocidas como cúmulos galácticos. El ejemplo típico de galaxia es la Vía Láctea, en uno de cuyos confines se encuentra el Sistema Solar. La Vía Láctea se integra en un cúmulo conocido como Grupo Local al que pertenecen otras galaxias cercanas como Andrómeda.

Fuera de las galaxias existen objetos extragalácticos como los cuásares. Éstos son cuerpos que, por su luminosidad y por las características de su espectro electromagnético, se confundieron inicialmente con estrellas (de ahí su nombre inglés, quasar, contracción de quasi-stellar o «cuasiestelar»). Las investigaciones más recientes apuntan, en cambio, a que se trata de objetos que se encuentran a distancias enormes, y que probablemente son unos núcleos activos y de luminosidad extraordinaria de galaxias muy lejanas.

Galaxias y tipos de galaxias

Cuando en el primer cuarto del siglo xx se comprendió que algunas nebulosas divisadas en el firmamento eran en realidad galaxias semejantes a la Vía Láctea, aunque distantes en el cosmos, se comparó a estas entidades con «universos isla». Con ello se pretendía indicar la enorme complejidad de estas estructuras cósmicas, integradas por infinidad de estrellas, polvo, gas y radiaciones interestelares.

Clasificación general de las galaxias atendiendo a su tipo. Las galaxias elípticas (E) se subdividen en los grupos E0 a E7, según se van alejando de la circularidad. Las espirales (S) se subclasifican en normales (Sa, Sb, Sc, etc.) y barradas (SBa, SBb, SBc, etc.). El tipo espiral S0 carece de brazos.

Las galaxias son enormemente diversas en tamaño, estructura y composición, y en su mayor parte se agrupan en cúmulos que pueden incluir hasta diez mil objetos galácticos individuales. Para hacerse idea de la magnitud de las dimensiones de estas estructuras basta un dato general: la distancia entre galaxias vecinas dentro de un cúmulo galáctico puede situarse por encima de un millón de años luz (la distancia entre la Tierra y el Sol es de aproximadamente ocho minutos-luz).

Atendiendo a su forma, es posible clasificar la mayoría de las galaxias observadas en la esfera celeste en dos grandes grupos o categorías: espirales y elípticas. También es posible distinguir otros tipos menos comunes, como son las galaxias irregulares, en las que no es posible establecer una morfología determinada.

Andrómeda, cuyo aspecto se muestra en la imagen, es una galaxia de tipo espiral que pertenece, al igual que la Vía Láctea, al cúmulo conocido como Grupo Local.

Las múltiples y variadas galaxias denominadas espirales, entre las que se encuentra la Vía Láctea, suman aproximadamente el 70 % de las conocidas y se distinguen por poseer un disco central en el que se integran los brazos espirales. El disco galáctico, formado por multitud de estrellas, puede alcanzar un diámetro comprendido entre 50.000 y 150.000 años-luz. Los brazos, en los que se da la mayor concentración de polvo y gas interestelar, actúan como lugar favorable para la formación de nuevas estrellas.

Alrededor del núcleo central de las galaxias espirales se distingue una masa mayor, casi esférica por lo general, que se denomina bulbo o protuberancia. En torno a ella se extiende una región con más alta dispersión de estrellas, tenue vista al telescopio, que se denomina halo galáctico. En él se contiene la mayor parte de la masa de una galaxia espiral. Finalmente, por su forma las galaxias espirales se subdividen en normales y barradas, que son aquéllas en las que a través del núcleo se distingue una barra aproximadamente rectilínea de estrellas y materia interestelar.

A diferencia de las espirales, las galaxias elípticas se distinguen al telescopio como formaciones de estrellas de estructura esférica o esferoidal. Algunas poseen diámetros de varios centenares de miles de años-luz, mientras que las variedades conocidas como enanas apenas contienen un millón de estrellas. Estas galaxias, aunque extraordinariamente abundantes, son poco visibles para los observatorios astronómicos.

Las galaxias son objetos dinámicos animados por un movimiento compuesto. Al impulso residual del Big Bang y a los desplazamientos generados por las interacciones mutuas de atracción gravitatoria con otras galaxias cercanas se añade el movimiento interno de rotación, que es perceptible, por ejemplo, en la forma singular de los brazos en las galaxias espirales. Finalmente, como caso particular debe hablarse de las galaxias catalogadas como de tipo S0, semejantes a las espirales aunque carentes de los brazos característicos de éstas.

Estrellas y evolución estelar

Las estrellas son objetos astronómicos masivos capaces de emitir luz propia. Esta luz, junto con otras radiaciones del espectro electromagnético (rayos X, gamma, ultravioleta, infrarrojo, radio), es producto de las reacciones termonucleares que tienen lugar en el interior de la estrella. El combustible del que ésta se abastece para mantener dichas reacciones termonucleares es principalmente hidrógeno y helio contenidos en su núcleo.

Grupo de estrellas esparcidas por el firmamento. Para mantener la luz que generan se abastecen de ingentes cantidades de hidrógeno y de helio.

La estrella mejor conocida es, evidentemente, el Sol, situado a una distancia de unos 149.000 km de la Tierra (equivalente a una unidad astronómica). La siguiente en orden de proximidad es Alfa Centauro, separada del Sistema Solar por unos 4,3 años-luz. El caso del Sol, una estrella solitaria con un sistema planetario asociado, no es el habitual en el Universo. Corrientemente, las estrellas se distribuyen en grupos de dos, tres o más cuerpos estelares individuales, cuyos movimientos obedecen a los efectos de atracción gravitatoria mutua. Los cúmulos estelares pueden contener decenas o centenares de estrellas.

En las últimas décadas se ha avanzado notablemente en el estudio y clasificación de las estrellas. Mediante diversos métodos de la astronomía de posición, la espectroscopia y la fotometría se ha logrado determinar con notable exactitud no sólo la posición y el movimiento propio de las estrellas en el cielo (descontado el movimiento de rotación de la Tierra), sino también un conjunto de propiedades estelares de interés. Entre estas propiedades cabe destacar la luminosidad o brillo que, combinado con la distancia, permite calcular la temperatura superficial del astro. Por ejemplo, la temperatura superficial del Sol se ha estimado aproximadamente en 5.780 K (grados Kelvin).

La luminosidad de una estrella, que permite calcular su temperatura superficial, depende de dos factores: su propio brillo y la distancia a la que se halla del observador. En las ilustraciones, estela luminosa de antiguas estrellas de la Vía Láctea, e imagen de los arcos de gas incandescente de la superficie solar, que elevan la temperatura del Sol a unos 5.780 K.

La luminosidad de una estrella, que permite calcular su temperatura superficial, depende de dos factores: su propio brillo y la distancia a la que se halla del observador. En las ilustraciones, estela luminosa de antiguas estrellas de la Vía Láctea, e imagen de los arcos de gas incandescente de la superficie solar, que elevan la temperatura del Sol a unos 5.780 K.

La luminosidad aparente de una estrella depende de su brillo intrínseco y de la distancia que la separa del observador. Es fácil comprender que las estrellas más próximas se perciben como más luminosas. En el momento actual, la estrella más brillante del firmamento, vista desde la Tierra, es Sirio, en la constelación del Can Mayor.

Un instrumento muy importante para el estudio de las estrellas es el denominado espectro de absorción. Éste está formado únicamente por líneas oscuras de absorción, que se crean cuando la radiación electromagnética emitida por una fuente caliente atraviesa un material más frío. Así, la radiación emitida por una estrella se oscurece al atravesar su atmósfera o envoltura exterior de gases. De este modo, de la luz y radiación emitida por una estrella, una parte (correspondiente en particular a algunas de sus frecuencias) es absorbida por su atmósfera. Dado que esta absorción es selectiva y que cada elemento y compuesto químico absorbe determinadas radiaciones y deja pasar otras, ello permite conocer aproximadamente la composición de las atmósferas estelares.

En la década de 1910, los astrónomos Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell desarrollaron de forma independiente una sencilla herramienta gráfica que cobraría gran utilidad para el estudio de la evolución estelar: el diagrama de Hertzsprung-Russell o H-R. Éste es un gráfico que enfrenta la temperatura superficial de cada estrella (en el eje de abscisas) con la magnitud absoluta de la misma (en las ordenadas).

La magnitud absoluta se define como el brillo que tendría la estrella a una distancia de 10 parsecs si no existiera atenuación de su luz por causa del medio interestelar interpuesto entre la Tierra y el astro. Es, por tanto, una medida indirecta de la luminosidad de la estrella, que se determina a través de su brillo aparente (el medido desde la Tierra) y matizada por diversas consideraciones teóricas y experimentales.

El diagrama de Hertzsprung-Russell puede verse también como una representación de la luminosidad de la estrella, expresada por su magnitud absoluta, y por su color, que está relacionado con la temperatura. En virtud de estos datos, los cuerpos estelares se clasifican en varios grupos o tipos espectrales, bautizados con las letras O, B, A, F, G, K y M. La tabla 1 recoge las características de temperatura y color de cada uno de estos grupos.

El singular valor del diagrama H-R reside en que ofrece, de un simple vistazo, una visión general de la evolución de las estrellas, o sucesión de fases por las que atraviesan estos cuerpos celestes desde su nacimiento hasta el fin de su vida. Se ha establecido que las estrellas se generan como una acumulación de material de la galaxia a la que pertenecen que se atrae por efecto gravitatorio hasta el punto de formar una masa gaseosa compacta capaz de autosostenerse por sus fuerzas internas gravitatorias compensadas.

En un momento dado, la concentración de materia estelar es tal que el núcleo de la bola de gas alcanza una temperatura suficiente para provocar el inicio de reacciones nucleares en cadena, de fusión de núcleos de hidrógeno para producir helio. Tal es el momento que se identifica con el nacimiento de la estrella.

Tabla 1. Clasificación de tipos estelares, con expresión de temperatura y color y algunos ejemplos de estrellas.

La mayor parte de la vida de una estrella transcurre en la fase de consumo de su combustible de hidrógeno en su núcleo o interior. Esta fase vital, relativamente tranquila, recibe el nombre de secuencia principal y las estrellas que la protagonizan se denominan genéricamente «enanas». Las estrellas situadas en esta fase, las más comunes, aparecen en el diagrama H-R repartidas a lo largo de una línea que recorre la gráfica en diagonal, descendiendo de izquierda a derecha.

Diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R) de tipos espectrales de estrellas. K = grados Kelvin.

Una segunda fase de evolución estelar es la de gigante roja. Se produce cuando la estrella, ya más vieja, ha agotado el hidrógeno de su núcleo e inicia las reacciones termonucleares en capas más exteriores de su estructura. En consecuencia, la estrella aumenta de volumen (gigante) a la vez que se enfría su temperatura superficial (el color enrojece). En el diagrama H-R, las estrellas gigantes se agrupan por encima y a la derecha de la secuencia principal, dado que tienen más brillo y menor temperatura superficial.

A partir de la fase de gigante roja, el destino de la estrella está determinado por el valor de su masa. Cuando la estrella consume la totalidad del combustible que alimenta sus reacciones nucleares, puede convertirse en una estrella enana blanca si su masa original no fuera superior a unas diez veces la del Sol. La enana blanca va perdiendo brillo progresivamente hasta apagarse y «desaparecer» del cielo brillante. En el diagrama H-R, las enanas blancas se agrupan en la parte inferior del gráfico, correspondiente a los astros de baja luminosidad.

En cambio, las estrellas más masivas, cuya masa original superaba diez veces aproximadamente la solar, viven un destino final mucho más tumultuoso. Cuando agotan su combustible nuclear, estas estrellas son incapaces de sostener su estructura interna y sufren una serie de efectos en cadena que provocan su explosión cataclísmica, llamada fase de supernova.

Las supernovas alcanzan luminosidades de varios miles de millones de veces la del Sol, superando incluso las de la galaxia en que se encuentran. Aparte de la belleza intrínseca del fenómeno, que ha quedado registrada en anotaciones de la astronomía antigua, moderna y contemporánea, las supernovas ofrecen un espléndido campo de estudio sobre la composición, estructura y destino no sólo de la estrella afectada, sino de los objetos estelares en su conjunto. No en vano, en la dispersión de elementos químicos más pesados hacia el espacio que tiene lugar durante su explosión se encuentra el germen de la futura formación de los sistemas planetarios.

Agujeros negros y estrellas de neutrones. El último periodo de evolución de una estrella después de su colapso gravitatorio y explosión en forma de supernova es una clase de objeto exótico: un agujero negro o una estrella de neutrones. Se llama agujero negro astronómico al residuo de la explosión de una supernova como un objeto dotado de tal densidad que ningún cuerpo masivo o radiación pueden escapar de su atracción gravitatoria una vez traspasado cierto límite de cercanía al objeto, el llamado horizonte de sucesos.

Un agujero negro es una estrella que se encuentra en su última fase evolutiva. La ilustración muestra un agujero negro captado por el telescopio espacial Hubble.

Obviamente, si los agujeros negros atrapan toda luz y radiación que llegue a sus proximidades, son inobservables para los telescopios ópticos y los radiotelescopios. Su presencia sólo se infiere descubriendo sus efectos indirectos sobre las trayectorias y movimientos que se encuentran próximos a ellos. En las últimas décadas se ha conjeturado que el centro de numerosas galaxias, entre ellas la Vía Láctea, podría estar ocupado por agujeros negros hipermasivos.

Cuando la masa del residuo estelar de una supernova no alcanza un valor crítico de densidad, se forma una estrella de neutrones, en vez de un agujero negro, como fase última de la vida de la estrella. Las estrellas de neutrones se definen como objetos extraordinariamente pequeños de muy alta densidad, tal que sus electrones y protones se encuentran empaquetados entre sí para formar una estructura única constituida por neutrones.

Los cuásares son formaciones estelares de una luminosidad y una energía mucho mayores que las de las estrellas comunes. En la ilustración pueden distinguirse perfectamente del resto de estrellas que los rodean.

Los cuásares: objetos extragalácticos

A finales de la década de 1950 se detectaron en los radiotelescopios unos objetos desconocidos que desafiaban las teorías establecidas en el campo de la astronomía. Estos objetos tenían una alta luminosidad (en el dominio de las ondas de radio), lo que en general se atribuía a cuerpos celestes relativamente próximos a la Tierra. En cambio, el desplazamiento al rojo por efecto Doppler de la radiación que emitían era muy acusado, lo cual sugería que se encontraban a grandes distancias.

Inicialmente, se bautizó a estos objetos como cuasiestelares. La hipótesis más fundada que se sostiene hoy día acerca de su naturaleza es que se trata de cuerpos formados por la acreción de material en torno a agujeros negros supermasivos que ocupan el centro de galaxias extraordinariamente alejadas. Sólo esta hipótesis parece explicar sus características tan singulares en comparación con los restantes objetos celestes.

En la actualidad se han cartografiado más de sesenta mil cuásares, todos ellos situados a unas distancias superiores a unos 800 millones de años-luz y considerados como los objetos más brillantes del cosmos. Algunos experimentan rápidos cambios en su luminosidad, un fenómeno que se explica suponiendo que se trata de objetos relativamente pequeños. Para los más lejanos se ha establecido una distancia con respecto a la Tierra de unos 13.000 millones de años-luz. Ello supondría que se encuentran situados en el confín del Universo conocido, de manera que su observación aporta datos sustanciales para conocer el cosmos en su primera infancia.