Estructura estelar y Relación entre el color y la T de las estrellas:

Los estudios geológicos más recientes señalan que la edad de las rocas más antiguas de la Tierra, tienen unos 4.500 millones de años. Como nuestro planeta debería haberse formado después que el Sol, es evidente que la edad del Sol debe ser algo mayor.

Por otra parte, la Biología ha demostrado que la vida sobre la Tierra existe desde unos 3.000 millones de años, algo que sugiere que el Sol, durante ese intervalo, ha emitido energía de la misma manera y no debe haber soportado cambios considerables; si los hubiese tenido, la vida en la Tierra probablemente habría desaparecido. Esta idea implica que el Sol es estable: no cambia su brillo ni sus dimensiones. Algo similar parece ocurrir con la mayoría de las estrellas. En este punto los astrónomos se han hecho la siguiente pregunta: ¿Cómo es posible que una estrella (el Sol, por ejemplo) pueda mantenerse estable y brillar por tan largo tiempo?

Ya definimos una estrella como una enorme masa de gas que genera luz; por lo tanto, para comprender su estructura interna es necesario conocer las propiedades de los gases. De acuerdo a las leyes físicas los gases se comportan de manera similar en la Tierra que en el espacio extraterrestre: sus propiedades son semejantes en cualquier lugar del universo. Y una de sus características es la capacidad de expandirse, es decir, de aumentar su volumen. Si un gas se encuentra herméticamente encerrado en un recipiente sucederá que, durante su expansión natural, ejercerá cierta fuerza sobre las paredes que lo contienen, la cual define la presión del gas. Esa presión depende de la temperatura a que se encuentra el gas: a mayor temperatura, mayor presión en el gas.

A su vez la temperatura se vincula directamente con la velocidad con que se mueven los átomos (y/o moléculas) que componen el gas; así, cuanto mayor sea la temperatura, mayor será la velocidad de los átomos y mayor la presión del gas.

Pero una estrella no está contenida en ningún recipiente, por lo que cabe esperar que el gas que la compone se expanda libremente haciendo que se dilate y aumente el volumen de la estrella. A su vez la presión del gas en el interior estelar será siempre de adentro hacia afuera y en todas las direcciones. De no existir otra fuerza que equilibre a la presión del gas, la estrella se dilatará indefinidamente; por consiguiente desaparecería como tal al dispersarse totalmente el gas.

Pero existe un fenómeno que se opone a la presión del gas: es la fuerza de atracción gravitatoria. Esta fuerza trata de comprimir la estrella hacia su centro; su sentido es obviamente, de afuera hacia adentro, verificándose que actúa también en todas las direcciones.

Cuando los astrónomos dicen que una estrella es estable, entonces están refiriéndose al equilibrio entre esas dos acciones: la presión del gas y la fuerza gravitaría. De esta manera, un estado de equilibrio indica que no hay un predominio de una acción sobre la otra.

Así, en cualquier punto de la estrella, la temperatura debe ser tal que permita una igualdad entre la presión del gas y el peso de las capas de gas que conforman. Como ese peso aumenta hacia el centro la temperatura también debe aumentar en el mismo sentido para que la presión del gas pueda contrapesarlo y así mantener estable al astro.

Ese equilibrio parece subsistir siempre. En caso que la presión del gas no resulte suficiente para equilibrar el peso de las capas externas, la estrella se contraerá hasta un punto tal que la presión del gas pueda balancearla y hacer estable a la estrella. Sin embargo, existe otra: la presión de la luz. Esta acción, que también depende de la temperatura, tiene el mismo sentido que la presión del gas y colabora en contrarrestar los efectos gravitatorios. Para estrellas pequeñas (como el Sol), su efecto es ínfimo ya que la cantidad de radiación que emiten es débil. En cambio, estrellas de mucha masa y de grandes dimensiones (como las denominadas “supergigantes”), tienen una temperatura interior muy elevada, y por consiguiente su temperatura superficial también lo es; en estos casos la presión de la luz toma valores importantes y no puede dejar de tenerse en cuenta.

Estrellas con altas temperatura (medidas en escala Kelvin), significa hablar de valores entre 40.000 K y 50.000 K; estrellas de menor temperatura, en cambio, significa hablar del orden de los 2.500 K. Sin embargo hay estrellas con temperaturas todavía menores que esta última, y que sólo pueden ser observadas con detectores especiales, ya que su radiación es invisible para nuestros ojos (se trata de radiación infrarroja). Todas las temperaturas mencionadas corresponden a las superficies de las estrellas; en sus interiores la temperatura alcanza valores mucho más altos, llegando al máximo en sus centros, en donde sobrepasaría los 10 millones de grados. La temperatura superficial de una estrella se obtiene del análisis de su luz, recogida en la Tierra a través de telescopios. Las estrellas e coloración rojiza, tienen una temperatura superficial, menor que otras, mientras las de color azul, poseen la mayor temperatura superficial. Todas las estrellas se agrupan en "Tipos Espectrales", según su color y Temperatura superficial, cada uno se identifica con una letra y se subdivide en una escala de 0 a 9, donde nuestro Sol se clasifica como una estrella G2. (Ver cuadro de “Relación entre el color y la T. de las estrellas”- Fig-1).

Las altas temperaturas de las profundidades estelares producen determinados procesos físicos que afectan especialmente a los núcleos de los átomos del gas. Esos procesos dan lugar a la producción de energía en una región que rodea el centro de la estrella; allí, el Hidrógeno se transforma espontáneamente en Helio, mediante el fenómeno conocido como fusión nuclear, ya trabajado antes.

Fig-1. 

Las estrellas variables:

La temperatura sobre la superficie terrestre no ha variado significativamente desde hace unos 3.000 millones de años, lo que lleva a pensar que el Sol ha permanecido irradiando la misma cantidad de energía desde al menos ese número de años. Sin embargo, a través de cuidadosas mediciones de la cantidad de luz que nos llega de los astros, se ha encontrado que un porcentaje bastante grande de estrellas varían de “brillo”: ya que no irradian la misma cantidad de luz con el transcurso del tiempo. Muchas estrellas varían de brillo en forma periódica, otras lo hacen irregularmente y algunas pocas lo hacen explosivamente.

El primer caso conocido y registrado fue el de una estrella de la constelación de la Ballena, que llega a ser tan brillante como para ser visible a simple vista y luego disminuye de brillo de forma tal que se hace invisible al ojo humano; se la bautizó con el nombre de Mira o sea "la maravillosa".

Mira es una estrella variable clasificada como pulsante (no debe confundirse una estrella variable pulsante con un pulsar) y aún hoy su variación se repite regularmente con un período de alrededor de un año. Existen estrellas similares a Mira, que aumentan y disminuyen regularmente de tamaño, lo que involucra un cambio en la cantidad de luz que irradian al espacio. Es decir, las variables pulsantes varían de brillo como resultado de una pulsación de su estructura interna.

Algunas variables pulsantes son extremadamente brillantes y además tienen la particularidad de que el período de variación se relaciona directamente con el brillo intrínseco de la estrella (por brillo intrínseco se entiende el brillo que realmente tiene la estrella y no el brillo observado, que es el que se mide desde la Tierra).

Existe por lo tanto una relación entre el período, el brillo intrínseco y la distancia. Los científicos determinaron que si se obtiene el período de una variable pulsante se puede conocer fácilmente su brillo intrínseco y derivar, luego, la distancia a que se encuentra; las variables pulsantes son, por lo tanto, extraordinariamente útiles para determinar indirectamente las distancias de las agrupaciones estelares de las que forman parte.

Sin embargo, las estrellas variables más notables son, sin duda, las denominadas eruptivas: repentinamente emiten una cantidad inusual de radiación (parece que estallaran); se han identificado varias tipos, entre los cuales, los más conocidos son las estrellas novas y las supernovas.

Las novas aumentan de brillo rápidamente: en uno o dos días llegan a su máximo fulgor y luego decaen lentamente. En su brillo máximo a veces logran ser visibles a simple vista. Se ha encontrado que una nova expulsa al espacio una pequeña parte de la materia que la compone, ya que se forma una nebulosa a su alrededor que luego se va disipando a alta velocidad.

El fenómeno supernova, es más espectacular. Se trata de estrellas, en su última etapa de existencia, que estallan produciendo un aumento gigantesco de brillo; también llegan a su máximo fulgor en uno o dos días, y luego disminuyen muy lentamente en el transcurso de uno o dos años. En esta explosión las supernovas expulsan una parte considerable de su estructura la que origina una nebulosa en expansión muy notable (remanentes). Se han observado supernovas en otras galaxias y en algunos casos fueron tan brillantes como toda la galaxia misma; esto da una idea de la extraordinaria cantidad de energía que es emitida por las supernovas en un tiempo relativamente corto.

El caso mejor estudiado es el de la Nebulosa del Cangrejo; un objeto gaseoso que se formó como resultado de la explosión de una supernova observada en el año 1054. De la medida de la expansión de esta nebulosa se ha podido determinar la fecha en que toda ella estaba acumulada en un punto, y ello coincide con la fecha en que en esa región del cielo se observó una estrella tan brillante que de acuerdo a las crónicas de esa época, llegó a ser visible en pleno día.

Sistemas estelares...

Se ha medido un alto porcentaje de estrellas formando parte de sistemas dobles, triples y también múltiples; un grupo ya mencionado es "Alfa Centauro" (sistema triple), el más cercano al Sol. Otro ejemplo es la estrella Sirio: la estrella más brillante del cielo terrestre también se trata de un sistema estelar, en este caso doble. Observada en varias ocasiones por nosotros, en el espacio de observatorio astronómico.

Se han catalogado unas 40.000 estrellas dobles y aún se siguen encontrando más a medida que se perfeccionan los instrumentos de observación.

Las estrellas que forman un sistema estelar están vinculadas físicamente a través de los efectos de su gravitación mutua. La componente más pequeña de un sistema doble describe una órbita alrededor de la componente de mayor tamaño, tal como la Tierra gira alrededor del Sol; generalmente, la estrella más grande es también la más luminosa de ambas. Se han observado también sistemas dobles donde se verifica un intercambio de materia entre las dos componentes: una de las estrellas pierde materia y la otra, en cambio, la va ganando a expensas de la primera. En algunos de estos sistemas, una de las estrellas es relativamente normal y la otra parece ser de dimensiones tan pequeñas, que su diámetro no excede unos pocos kilómetros: quizás se trataría de un agujero negro.

Es interesante mencionar que si en el sistema solar, el planeta Júpiter hubiera tenido mayor masa durante su formación como planeta, tal vez hubiera sido una estrella y entonces, junto con el Sol, habrían formado un sistema estelar doble.

Los cúmulos:

Analizando la distribución de estrellas en el espacio se encuentra que la misma no es uniforme; inclusive a simple vista se puede observar que en ciertas regiones del cielo hay más estrellas que en otras. En promedio, los astrónomos han estimado la presencia de una estrella por cada cubo de 10.000.000.000.000 km (diez billones de km) de lado. Sin embargo, en ciertas regiones del espacio se producen grandes acumulaciones denominadas cúmulos estelares. De acuerdo a su aspecto los cúmulos estelares se han clasificado en dos grupos principales: los globulares y los abiertos.

Los cúmulos globulares deben su nombre a la forma de globo que presentan telescópicamente. Se trata de aglomeraciones de cientos de miles de estrellas, en un volumen bastante reducido: algunas decenas de años luz. Considerando un cubo como el citado anteriormente, en un cúmulo globular se pueden contar hasta 100 estrellas dentro del mismo.

A ojo desnudo, los cúmulos globulares aparentan ser simples estrellas, pero con el telescopio se perciben como débiles manchas. Con un telescopio de mayor potencia se puede comprobar en ese sitio la presencia de un extraordinario número de estrellas. Se considera a los cúmulos globulares entre los cuerpos celestes más antiguos que se conocen. Sus edades son del orden de los 10 mil millones de años, o quizás más.

Por su parte, los cúmulos abiertos, no cuentan con un número tan elevado de estrellas. Generalmente no hay más de 100 estrellas en un cubo, ahora de unos 100.000.000.000.000 km (cien billones de km). Uno de los más conocidos es el cúmulo de Pléyades, visible a simple vista en el verano del hemisferio sur como un grupo de 5 o 7 o más estrellas; también se lo conoce como las "siete cabritas". (Observado a comienzo de año en el espacio de observatorio, cercano a la estudiada constelación de Orión).

Con un telescopio se pueden ver algo más de 100 estrellas.

No obstante el cúmulo abierto más cercano a nosotros es Híades, también visible a simple vista, pero no tan llamativo como Pléyades; se encuentra a 60.000.000.000.000 km (sesenta billones de km) de distancia. Los cúmulos abiertos presentan un rango de edades bastante grande: algunos son muy jóvenes (unos pocos millones de años) y otro son relativamente viejos (miles de millones de años).

MAGNITUD DE ESTRELLAS...

En la "Grecia antigua" el astrónomo Hiparco de Nicea (190-120AC) ideó una escala de medida del luminosidad  de las estrellas y para ello calificó a las estrellas visibles en seis clases de magnitud. Las más luminosas eran de primera magnitud, las que le seguían inmediatamente (un poco menos "brillantes") fueron de segunda magnitud y así sucesivamente, hasta englobar a las estrellas más débiles, apenas distinguibles a simple vista (sexta magnitud). Debe prestarse atención a que las estrellas más tenues en lumin son las de valores de magnitud más grandes.

En este sistema de magnitudes, la diferencia de brillo entre dos magnitudes consecutivas es de 2,5 veces, lo que implica que la relación de luminosidad entre las estrellas más brillantes y las más débiles es de alrededor de 100, es decir, sigue una relación de tipo logarítmica.

El sistema de Hiparco de clasificación del brillo estelar se mantuvo hasta hoy, actualizado y extendido a las estrellas que sólo pueden verse con telescopios. Los astrónomos han medido el brillo de algunas estrellas (llamadas stándar), a las que les han asignado un valor de magnitud constante; con ellos, se calcula la magnitud de las restantes estrellas por comparación.

Estas magnitudes se denominan aparentes (se trata de las que se perciben, sin corrección alguna). El Sol tiene una magnitud aparente de -26,8^m; el planeta Venus varía entre -3^m y -4,5^m; y las estrellas más débiles posibles de observar con un telescopio terrestre alcanzan +24^m.

Ahora bien, la magnitud aparente no solo depende de la energía irradiada por las estrellas, sino también de la distancia a la que  se encuentran. El Sol, por ejemplo, no resultaría muy luminosos, si se hallara a la distancia que se encuentra la estrella más cercana después de él.  (Un ejemplo de esto es "Alfa Centauro", que ha sido observada en el espacio de Observatorio Astronómico en el Liceo "Tomás Berreta").

Para eliminar el efecto de la distancia, los astrónomos idearon el concepto de magnitud absoluta. Esta magnitud es una medida de la luminosidad que tendría para nosotros si la estrella se encontrara a una distancia de 10 Pc (esta distancia equivale a 32,6 años luz).

Para conocer la magnitud absoluta, se debe conocer la magnitud aparente (por ejemplo, con un fotómetro, que es un instrumento que permite medir el brillo aparente de los astros y la distancia. Recíprocamente, con ambas magnitudes (la aparente y la absoluta) se puede estimar la distancia de un astro; en este caso, la magnitud aparente se obtiene (como antes) directamente de las observaciones fotométricas y la magnitud absoluta, por su parte, se consigue determinar a partir de consideraciones físicas o mediante comparaciones con objetos cuyo brillo intrínseco se conoce.

Por otra parte, el diferente brillo o luminosidad intrínseca de las estrellas depende de la reserva del componente básico de cada una: el hidrógeno (H). La transformación gradual del H en helio (He) da lugar a la energía que luego observamos como el brillo de la estrella.

La masa de una estrella nos delata la cantidad de materia que posee; es un número no muy sencillo de obtener, ya que a través de la luz que recibimos de los astros no suministra ninguna información acerca de su valor.

No obstante, se consigue medir la masa de una estrella siempre que se pueda determinar el efecto de su fuerza de atracción gravitatoria sobre el movimiento de otro cuerpo, ubicado éste a distancia conocida. Este método para calcular masas estelares no puede aplicarse a estrellas solitarias, a causa de que su aislamiento hace que la influencia gravitatoria sobre sus cuerpos vecinos no sea significativa. En cambio, es aplicable para determinar la masa de aquellas estrellas que forman sistemas binarios o dobles (e trata de dos estrellas muy próximas moviéndose una alrededor de la otra. En esos sistemas, las estrellas se encuentran muy próximas, afectadas mutuamente por acción de sus respectivas fuerzas de gravedad.

ESTRELLAS...

Para los astrónomos una definición de estrella es la siguiente: una enorme esfera de gas, aislada en el espacio, formada principalmente por Hidrógeno y Helio, que produce energía en su interior gracias a reacciones de Fusión Nuclear, la cual es transportada a su superficie e irradiada desde allí al espacio, en todas direcciones.

Todas nacen en grandes nubes de gas y polvo llamadas nebulosas, en ellas, la materia se condensa debido a la fuerza de gravedad formando regiones más densas y oscuras llamadas "protoestrellas", si las condiciones de densidad y temperatura son las adecuadas, pueden llegar a producirse en su interior reacciones de fusión y así transformarse en una estrella.

Las dimensiones de las estrellas son bastante variadas: las hay mucho mayores que el Sol (cientos de veces) y, en el otro extremo, varias veces más pequeñas; de este modo, en términos de tamaños, el Sol se ubica en un punto medio, con un radio de 700.000 km (equivalente a algo más de 100 veces la el radio de la Tierra)

Las estrellas de mayores dimensiones son extremadamente brillantes. Al ser tan grandes tienen mayor masa y generan más energía: se dice que estas estrellas "gastan" sus recursos energéticos mucho más rápido que las otras, más pequeñas. Por esta causa, las estrellas gigantescas viven poco tiempo, no más de algunos millones de años. En cambio, estrellas pequeñas logran existir alrededor de una decena de miles de millones de años, ya que consumen pocos recursos y, por consiguiente, producen poca energía.

Durante siglos, de una a otra generación, los hombres vieron a millares de estrellas brillando noche tras noche; ningún cambio apreciable se producía en las mismas, salvo en poquísimas excepciones (por ejemplo en los eventos de supernovas).

Esa observación pareciera indicar que todas las estrellas se habrían creado, simultáneamente, con distintos grados de brillo. Sin embargo, esto no es así. Los astrónomos descubrieron que algunas estrellas son jóvenes y otras viejas, algunas pequeñas y otras grandes, algunas son frías y otras muy calientes. No todas las estrellas son iguales.
* (Próximo material, magnitud de estrellas, sistemas estelares y estrellas variables).

FUSIÓN NUCLEAR...

Fusión nuclear es el proceso por el cual varios núcleos atómicos de carga similar se unen y forman un núcleo más pesado. Simultáneamente se libera o absorbe una cantidad enorme de energía, que permite a la materia entrar en un estado plasmático.

La fusión de dos núcleos de menor masa que el hierro (en este elemento y en el níquel ocurre la mayor energía de enlace nuclear por nucleón) libera energía en general. Por el contrario, la fusión de núcleos más pesados que el hierro absorbe energía. En el proceso inverso, la Fisión nuclear, estos fenómenos suceden en sentidos opuestos.En el caso más simple de fusión, en el hidrógeno, dos protones deben acercarse lo suficiente para que la interacción nuclear fuerte pueda superar su repulsión eléctrica mutua y obtener la posterior liberación de energía. En la naturaleza ocurre fusión nuclear en las estrellas, incluido el Sol. En su interior las temperaturas son cercanas a 15 millones de Kelvin. Por ello a las reacciones de fusión se les denomina termonucleares. En varias empresas se ha logrado también la fusión (artificial), aunque todavía no ha sido totalmente controlada. Para que pueda ocurrir la fusión debe superarse una importante barrera de energía producida por la fuerza electrostática. A grandes distancias, dos núcleos se repelen debido a la fuerza de repulsión electrostática entre sus protones, cargados positivamente. Sin embargo, si se pueden acercar dos núcleos lo suficiente, debido a la interacción nuclear fuerte, que en distancias cortas es mayor, se puede superar la repulsión electrostática.Cuando un nucleón (protón o neutrón) se añade a un núcleo, la fuerza nuclear atrae a otros nucleones, pero –debido al corto alcance de esta fuerza– principalmente a sus vecinos inmediatos. Los nucleones del interior de un núcleo tienen más vecinos nucleones que los existentes en la superficie. Ya que la relación entre área de superficie y volumen de los núcleos menores es mayor, por lo general la energía de enlace por nucleón debido a la fuerza nuclear aumenta según el tamaño del núcleo, pero se aproxima a un valor límite correspondiente al de un núcleo cuyo diámetro equivalga al de casi cuatro nucleones. Por otra parte, la fuerza electrostática es inversa al cuadrado de la distancia. Así, a un protón añadido a un núcleo le afectará una repulsión electrostática de todos los otros protones. Por tanto, debido a la fuerza electrostática, cuando los núcleos se hacen más grandes, la energía electrostática por nucleón aumenta sin límite.

BUSCA:

 información sobre cómo funciona la fusión nuclear,  en nuestra estrella, el Sol.

Tarea...

TAREA:

 Basandote en el material de las “Teorías sobre el "final" del Universo”, analiza brevemente y enumera, que facotres son decisivos para que se produzca una u otra de las opciones. 

Teorías sobre el final del universo. (Resumen básico) - Material de lectura para alumnos de 1º año de bachillerato.

El destino del universo está determinado por la densidad del universo. La preponderancia de las pruebas hasta la fecha, basadas en las medidas de la tasa de expansión y de la densidad de masa, favorecen la teoría de que el universo continuará expandiéndose indefinidamente. 
Sin embargo, nuevas interpretaciones sobre la naturaleza de la materia oscura también sugieren que sus interacciones con la masa y la gravedad avalan la posibilidad de un universo oscilador.

Big Freeze o muerte térmica del universo:

Este escenario es generalmente considerado como el más probable y ocurrirá si el universo continúa en expansión como hasta ahora. Sobre la escala de tiempo en el orden de un billón de años, las estrellas existentes se apagarán y la mayor parte del universo se volverá oscuro. El universo se aproxima a un estado altamente entrópico. Sobre una escala del tiempo mucho más larga en las eras siguientes, las galaxias colapsarían en agujeros negros con la evaporación consecuente vía la radiación de Hawking. En algunas teorías de la gran unificación, la descomposición de protones convertirá el gas interestelar subyacente en positrones y electrones, que se aniquilarán en fotones. En este caso, el universo indefinidamente consistirá solamente en una sopa de radiación uniforme que estará ligeramente corrida hacia el rojo con cada vez menos energía, enfriándose.

El Big Freeze es un escenario bajo el que la expansión continúa indefinidamente en un universo que es demasiado frío para tener vida. Podría ocurrir bajo una geometría plana o hiperbólica, porque tales geometrías son una condición necesaria para un universo que se expande por siempre. Un escenario relacionado es la muerte térmica, que dice que el universo irá hacia un estado de máxima entropía en el que cada cosa se distribuye uniformemente y no hay gradientes, que son necesarios para mantener el tratamiento de la información, una forma de vida. El escenario de muerte térmica es compatible con cualquiera de los tres modelos espaciales, pero necesita que el universo llegue a una eventual temperatura mínima.

Big Rip:

En un universo abierto, la relatividad general predice que el universo tendrá una existencia indefinida, pero con un estado donde la vida que se conoce no puede existir. Bajo este escenario, la energía oscura causa que la tasa de expansión del universo se acelere. Llevándolo al extremo, una aceleración de la expansión eterna significa que toda la materia del universo, empezando por las galaxias y eventualmente todas las formas de vida, no importa cuanto de pequeñas sean, se disgregarán en partículas elementales desligadas. El estado final del universo es una singularidad, ya que la tasa de expansión es infinita.

Big Crunch:

La teoría del Big Crunch es un punto de vista simétrico del destino final del universo. Justo con el Big Bang empezó una expansión cosmológica, esta teoría postula que la densidad media del universo es suficiente para detener su expansión y empezar la contracción. De ser así, se vería cómo las estrellas tienden a ultravioleta, por efecto Doppler. El resultado final es desconocido; una simple extrapolación sería que toda la materia y el espacio-tiempo en el universo se colapsaría en una singularidad espaciotemporal adimensional.

Este escenario permite que el Big Bang esté precedido inmediatamente por el Big Crunch de un universo precedente. Si esto ocurre repetidamente, se tiene un universo oscilante. El universo podría consistir en una secuencia infinita de universos finitos, cada universo finito terminando con un Big Crunch que es también el Big Bang del siguiente universo. Teóricamente, el universo oscilante no podría reconciliarse con la segunda ley de la termodinámica: la entropía aumentaría de oscilación en oscilación y causaría la muerte caliente. Otras medidas sugieren que el universo no es cerrado. Estos argumentos indujeron a los cosmólogos a abandonar el modelo del universo oscilante. Una idea similar es adoptada por el modelo cíclico, pero esta idea evade la muerte caliente porque de una expansión de branas se diluye la entropía acumulada en el ciclo anterior.

Big Bounce:

Según algunos teóricos del universo oscilante, el Big Bang fue simplemente el comienzo de un período de expansión al que siguió un período de contracción. Desde este punto de vista, se podría hablar de un Big Crunch, seguido de un Big Bang, o, más sencillamente, un Gran Rebote. Esto sugiere que podríamos estar viviendo en el primero de todos los universos, pero es igualmente probable que estemos viviendo en el universo dos mil millones parte (o cualquiera de una secuencia infinita de universos).

Multiverso:

El multiverso (conjunto de universos paralelos) es un escenario en el que aunque el universo puede ser de duración finita, es uno de los millones que existen. Además, la física del multiverso podría permitirles existir infinitamente y habla sobre la existencia de multiversos, también conocidos como universos paralelos, que podrían convivir no solo en diferentes lugares, sino que también tiempos, materias y dimensiones, entre otras posibilidades. En particular, otros universos podrían ser objeto de leyes físicas diferentes de las que se aplican en el universo conocido.

Falso vacío:

Si el vacío no es el estado de energía más bajo (un falso vacío), se podría colapsar en un estado de energía menor. Esto es llamado evento de metaestabilidad del vacío. Esto fundamentalmente alteraría el universo, las constantes físicas podían tener valores diferentes, severamente afectando a los fundamentos de la materia.

Niveles indefinidos:

El modelo cosmológico multinivel postula la existencia de niveles indefinidos del universo. Mientras la existencia de nuestro nivel del universo es finita, hay un número indefinido de niveles del universo cada uno con su principio y su fin, pero el completo tiene una existencia infinita.

*Restricciones observacionales de las teorías: La elección entre estos escenarios rivales se hace 'pesando' el Universo, por ejemplo, midiendo las contribuciones relativas de materia, radiación, materia oscura y energía oscura a la densidad crítica. Más concretamente, compitiendo con escenarios que son evaluados contra los datos obtenidos en agrupaciones galácticas y supernovas lejanas y en anisotropías en el fondo cósmico de microondas.

La Forma del Universo. (datos para alumnos de 1º año de Bachillerato).

Muchos cosmólogos piensan que el destino final del universo depende de su forma global, materia existente y de cuánta energía oscura contiene.

Universo cerrado.

La geometría del espacio sería cerrada como la superficie de una esfera. La suma de los ángulos de un triángulo exceden 180 grados y no habría líneas paralelas. Al final, todas las líneas se encontrarían. La geometría del universo es, al menos en una escala muy grande, elíptico.

En un universo cerrado carente del efecto repulsivo de la energía oscura, la gravedad acabará por parar la expansión del universo, después de lo cual empezará a contraerse hasta que toda la materia en el universo se colapse en un punto. Entonces existirá una singularidad final llamada el "Big Crunch", por analogía con el "Big Bang". Sin embargo, si el universo tiene una gran suma de energía oscura (como sugieren los hallazgos recientes), entonces la expansión será grande.

Universo abierto.

Incluso sin energía oscura, un universo negativamente curvado se expandirá para siempre, con la gravedad apenas ralentizando la tasa de expansión. Con energía oscura, la expansión no solo continúa sino que se acelera. El destino final de un universo abierto es, la muerte térmica" o Big Freeze" o el "Big Rip", dónde la aceleración causada por la energía oscura terminará siendo tan fuerte que aplastará completamente los efectos de las fuerzas gravitacionales, electromagnéticas y los enlaces débiles.

Universo plano.

Si la densidad media del universo es exactamente igual a la densidad crítica, entonces la geometría del universo es plana: como en la geometría euclidiana, la suma de los ángulos de un triángulo es 180 grados y las líneas paralelas nunca se encuentran.

Sin energía oscura, un universo plano se expande para siempre pero a una tasa continuamente desacelerada: la tasa de expansión se aproxima asintóticamente a cero. Con energía oscura, la tasa de expansión del universo es inicialmente baja, debido al efecto de la gravedad, pero finalmente se incrementa. El destino final del universo es igual que en un universo abierto, la muerte térmica del universo (el "Big Freeze") o el "Big Rip". En 2005, se propuso la teoría del destino del universo Fermión-bosón, proponiendo que gran parte del universo estaría finalmente ocupada por condensado de Bose-Einstein y la quasipartícula análoga al fermión, tal vez resultando una implosión. Muchos datos astrofísicos hasta la fecha son consistentes con un universo plano.

Reflexiones osbre la evolución del Universo.

Get Ready for the 2017 Solar Eclipse.

NASA - National Aeronautics and Space Administration.Get Ready for the 2017 Solar Eclipse#Eclipse2017 happens in less than a month--Aug. 21, 2017! Learn how, where, and when to watch athttp://eclipse2017.nasa.gov/

https://www.facebook.com/NASA/videos/vb.54971236771/10155429283691772/?type=2&theater

Eclipse 2017 / NASA.

DESCUBRIMIENTO...

Los científicos ya han hallado 3.500 planetas fuera de nuestro Sistema Solar.

El miércoles, un equipo investigador internacional encabezado por holandeses, usando telescopios tanto en la Tierra como en el espacio, anunciaron el descubrimiento de un sistema planetario a poco más de 39 años luz de distancia de nuestro mundo, con siete planetas del tamaño del nuestro, girando en torno a una pequeña estrella.

Es posible que los tres planetas más recónditos tengan “regiones limitadas” en las que se den condiciones propicias para la existencia de agua líquida, de acuerdo con el nuevo estudio publicado en la revista "Nature" y anunciado por la NASA. Los tres siguientes entran de lleno en lo que los astrónomos llaman la "zona habitable", donde es más probable que se den las condiciones para la vida, concretamente de temperatura y agua líquida.

Esas tenues estrellas, o “estrellas enanas ultrafrías”, tienen un lado positivo. Son débiles, por lo que los planetas que pasen entre ellas y nosotros bloquearán un porcentaje mayor de luz de lo que podrían con estrellas mucho más grandes y brillantes. Eso las hace alrededor de un 80 por ciento más fáciles de detectar que si orbitaran alrededor de una estrella del tamaño del Sol.

El hallazgo se suma al anuncio del año pasado del descubrimiento de tres planetas del tamaño de la Tierra que orbitan esta estrella, llamada Trappist-1. El equipo holandés, encabezado por Michaël Gillon, de la Université de Liège, ya descubrió que uno de esos tres planetas es en realidad tres planetas separados. Dos vecinos recién encontrados elevan a siete el total del sistema de Trappist–1, reveló el anuncio de hoy.

Los primeros planetas fuera de nuestro sistema solar, conocidos como exoplanetas, fueron descubiertos a mediados de los años 90. Desde los primeros hallazgos – planetas del tamaño de Júpiter que orbitan estrellas más cerca de lo que Mercurio gira alrededor del Sol – los astrónomos han tenido que descartar los supuestos de a qué se parece un "sistema solar". Desde entonces, se han descubierto alrededor de 3.500 exoplanetas.

Especulando muy superficialmente sin entrar en la ecuación de Drake u otro cálculo estimativo; si existen cientos de miles de millones de estrellas en la galaxia de la Vía Láctea, y cada una de ellas tiene al menos un planeta, eso supone miles de millones de posibilidades de que haya planetas parecidos a la Tierra.

https://www.vercalendario.info/es/luna/uruguay-26-febrero-2017.htmlEclipse parcial del Sol del 26 de Febrero de 2017 (Uruguay).

http://www.vercalendario.info/es/luna/uruguay-11-febrero-2017.html