Dinámica clásica y fragmentación en el proceso de formación de proto-estrellas

Las estrellas nacen en nubes de gas como resultado final del proceso de colapso gravitacional. En este proceso actúan varias fuerzas, a saber: la prominente fuerza atractiva de la gravedad debido al peso de la propia nube; la fuerza repulsiva de la presión del gas y la fuerza centrífuga originada por la rotación que se observa generalmente en las nubes moleculares. En este trabajo de divulgación nos interesa describir algunas de las principales características dinámicas de este proceso, haciendo énfasis en la ocurrencia de fragmentación de la nube progenitora. Para esto, nos apoyaremos en simulaciones numéricas del proceso de formación de proto-estrellas que hemos realizado recientemente.

Introducción

El proceso de formación estelar ocurre en nubes de hidrógeno molecular que se localizan frecuentemente en los brazos de las galaxias espirales. En la Figura 1 se muestra una fotografía de la nebulosa NGC 1333, una nube progenitora típica de estrellas ubicada en en la constelación de Perseus a 1000 años luz de distancia, una de las regiones más próximas de formación estelar. Otro ejemplo muy conocido es la nebulosa M42, o nebulosa de Orión. A unos 1270 años luz de la Tierra, es una de las nebulosas más brillantes del cielo nocturno, observable fácilmente a simple vista al sur del cinturón de Orión en la constelación del mismo nombre. Los astrónomos han concluido por observaciones que las estrellas recién nacidas están agrupadas muy frecuentemente en pares y en menor proporción en grupos de más de dos miembros de estrellas. En el seno de estas nubes gigantes puede haber entonces miles de estrellas jóvenes apareadas en pequeños grupos binarios.

Fig. 1 - Nube Molecular en NGC1333 mostrando varias generaciones de estrellas. - Créditos de la Imagen: Wikipedia

Cámara de niebla: la paradoja de ver lo invisible gracias a la niebla

Nuestra capacidad física para percibir mediante nuestros sentidos el medio que nos rodea es limitada. Hay imágenes en “colores” que son invisibles a nuestros ojos, el Universo esconde objetos tan lejanos que nuestra vista no puede alcanzarlos o tan diminutos que es imposible ver sus detalles, sin embargo, la curiosidad del hombre no tiene límites, y con ella el ingenio para expandir mediante la invención y uso de aparatos el alcance de nuestros sentidos. En este caso, trataremos de la cámara de niebla, un ingenio inventado por el físico escoses Charles Thomson Rees Wilson que permite la detección de partículas de radiación ionizante, y que le valió un premio Nobel de Física, junto con Arthur Compton, en 1927.

Un poco de historia

Charles Thomson Rees Wilson (1869–1959) en sus inicios orientó sus estudios a la biología con intenciones de ser médico. Sin embargo, con ayuda de una beca ingresó en 1888 a Cambridge, en el Sidney Sussex College, donde se graduaría en 1892 y fue allí donde su vocación por la física y la química se hizo para él evidente.

En el verano de 1894, Wilson pasó unas semanas como observador meteorológico donde escaló el monte Ben Nevis, el más alto de Escocia, con el fin de estudiar el clima reinante en esa región. Fue entonces cuando quedó impactado por las formaciones nubosas y los efectos de la luz solar sobre las mismas que desde allí pudo observar. De espíritu inquieto e intelecto agudo, llevó este fenómeno al laboratorio en Cavendish, donde comenzó a experimentar en la formación de nubes.

En 1880 John Aitken (1839–1919), un ingeniero escocés, físico y meteorólogo, ya había logrado producir pequeñas nubes de agua en condiciones de laboratorio utilizando un método propuesto en Francia por Coulier y Mascart. Aitken investigaba la causa de la formación de nubes, y había logrado poner en evidencia que para que estas surgieran era necesario de partículas de polvo que sirvieran de núcleos de condensación. Si usaba aire filtrado, al no contar con la presencia de estos núcleos, las moléculas del vapor de agua no tenían donde condensarse, y por ende, no se formaban nubes en la cámara del laboratorio.

Fig. 1 - Charles Thomson Rees Wilson - Créditos de la Imagen: Wikipedia

Las Leyes de Kepler

En los albores de la humanidad el cielo, y todo lo que en él se encontraba, fue el hogar de los dioses de las distintas culturas que se desarrollaron sobre nuestro planeta, y eran sus caprichosos mandatos los que regían su orden... Pero con el paso del tiempo, el hombre comenzó a perder esa inocencia asociada a la ignorancia y ya no se conformó con aquella explicación, y así inició la búsqueda de cuales eran las leyes que gobernaban al Cosmos. Johannes Kepler dio los primeros pasos en ese sentido, sentando las bases de la mecánica celeste. Sir Isacc Newton daría un salto exponencial con su Teoría de la Gravitación Universal, que solo sería mejorada muchos años más tarde, por otro genio, Albert Einstein...

Este artículo intenta introducir al viajero en la historia y significado de las Leyes de Kepler, de su importancia en la Astronomía y nuestra comprensión del Universo.

Un poco de historia...

Para comprender la importancia histórica de las leyes de Kepler, comenzaremos dando un breve vistazo a la vida de este singular astrónomo y matemático alemán, y al entorno sociocultural propio de la época.

Johannes Kepler nació el 27 de diciembre de 1571, en Weil der Stadt, en el principado de Wuettemberg, sureste de Alemania. Se crió dentro de una familia de religión protestante luterana, lo que marcaría sus creencias, siendo su padre Heinrich Kepler un soldado que estaba poco en su hogar y su madre Catherine, curandera y herbalista, quien se encargaba de una casa de huéspedes.

Johannes era el mayor de tres hermanos: Margarette y Christopher. Su infancia no fue sencilla, nacido prematuro siempre fue de frágil salud, y como si fuera poco, a los tres años de edad contrajo viruela. Sin embargo logró sobrevivir a ella, y a medida que fue creciendo, también su interés por comprender los cielos se fue acentuando. Era un joven matemático sobresaliente.

Realizó sus estudios en un par de seminarios hasta lograr un título en la Universidad de Tubinga. Es allí donde conoce como profesor al astrónomo y matemático alemán Michael Maestlin, quien intuyendo su brillantés decide introducirlo en el Sistema Heliocéntrico de Copérnico, una teoría vanguardista solo reservada para los alumnos más avezados, quedando el resto relegados a aprender el Sistema Geocéntrico de Ptolomeo.

Fig. 1 - Johannes Kepler - Créditos de la Imagen: Wikipedia

Introducción a las Matemáticas de las Leyes de Kepler

Este artículo, es en si mismo una ampliación del titulado “Las Leyes de Kepler”, y tiene por objeto, simplemente hacer una introducción a la formulación matemática de las Leyes de Kepler. Dada la simplicidad de las ecuaciones necesarias para la resolución de algunos problemas (no todos) o verificaciones de las Leyes de Kepler, es que hemos decidido redactarlo para aquellos viajeros curiosos que quieran ampliar sus conocimientos. Así que si te animás... ¡adelante!

Las Tres Leyes de Kepler

La Primera Ley de Kepler: Órbitas Elípticas

“Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas, estando el Sol situado en uno de los focos.”

Fig. 1 – Primera Ley de Kepler - Créditos de la Imagen: Comunidad Simplemente El Universo

El ojo: maravilla evolutiva

La naturaleza ha dotado al reino animal de los sentidos como una herramienta para acceder a su entorno y poder analizarlo mediante el sistema nervioso. De ellos, la visión es uno los periféricos de entrada más complejos e importantes, sobre todo esto último para aquellos que gustamos de mirar las estrellas. Todos los sistemas ópticos que el hombre a creado tienen por finalidad última superar las limitaciones de nuestro sistema de visión, de poder ver aquello que está fuera del alcance de nuestra vista, ya sea por que es muy pequeño, está muy lejos o es “invisible” para nuestros ojos. Pero ninguno de ellos tendría sentido sin ojos para mirar a través de ellos, así un microscopio, un telescopio para captar luz visibles o frecuencias fuera de nuestra percepción, serían inútiles sin ojos, he aquí el sentido de este artículo.

Características del ojo humano

El ojo, también llamado globo ocular, es un órgano esférico de aproximadamente 2,5 cm. de diámetro. Se caracteriza por la habilidad de captar y transformar los cambios de luz en impulsos eléctricos que son transmitidos y procesados por el cerebro. Demás está decirlo que los seres humanos poseemos un par de ojos, su posición en el rostro permite una visión estereoscópica. Ello implica que al integrarse las dos imágenes captadas como una sola por el cerebro, este la perciba en tres dimensiones.

Nuestra visión es además “a color”, es decir, captamos y diferenciamos un abanico de longitudes de ondas electromagnéticas (luz) que van desde 400 a 700 nm (nanómetros). A primera vista, esto puede parecernos lo más normal del mundo, sin embargo muchos animales tienen la capacidad de captar otras longitudes de onda, pudiendo ver colores que no son percibidos por nosotros. También los hay que ven solo en una gama de grises, que van desde el blanco al negro, perdiendo sentido el concepto de color.

Fig. 1 – Espectro visible - Créditos de la Imagen: Wikipedia

Los átomos y sus reacciones

En la Antigua Grecia, en el siglo IV antes de Cristo, el filósofo Demócrito comenzó a trabajar sobre la idea de la divisibilidad de la materia. A simple vista esta parece continua, pero ¿podemos cortar un trozo de ella una y otra vez por su mitad repitiendo indefinidamente ese proceso...?, pues este pensador, opinaba que no. Llegado a un punto la materia debía contener una cantidad mínima e indivisible, a la cual bautizó con el nombre de átomo, que en griego significa “sin partes”. A pesar de su acertada intuición sobre el asunto, la idea cayó en desuso y pasarían más de dos mil años antes de que resurgiera apoyada por datos experimentales.

Este artículo de carácter introductorio tiene por objeto proveer una idea general, y si se quiere superficial, de los átomos y sus reacciones, sin caer en detalles demasiados técnicos y profundos.

¿Qué es un átomo?

Actualmente, desde el punto de vista físico y químico, se define al átomo como la unidad más pequeña de un elemento químico que mantiene su identidad o sus propiedades y que no es posible dividir mediante procesos químicos.

Como podemos apreciar, la definición moderna de átomo a perdido el verdadero sentido del significado “sin partes”, esto se debe a razones históricas en cierta medida, ya que hoy sabemos que el mismo está formado por partículas aun más elementales, la cuales parecen ser los verdaderos cimientos de la materia.

El Modelo Atómico

Obviando el interesante camino histórico que llevó a la concepción actual de como es un átomo, a la mayoría de nosotros al hablar de Modelo Atómico nos surge la imagen de un núcleo formado por protones y neutrones orbitado por veloces y diminutos electrones. Como aproximación y ayuda mental, no es un mal comienzo, sin embargo la realidad, según nos muestra el Modelo de Schrödinger parece ser un poco más compleja aun.

Fig. 1 Esquema átomo - Créditos de la Imagen: Comunidad Simplemente El Universo

Éranse una vez los primeros átomos: Nucleosíntesis Primordial

Si bien los átomos no son los ladrillos básicos de la materia como se pensó originalmente, sino que hay toda una fauna de partículas subatómicas aun más elementales, la educación formal nos enseña que todo aquello que es material está formado por una combinación de estos. Pero... ¿de donde surgieron los átomos?, esta es una pregunta que en lo personal he tenido la inquietud de responderme y de aquí el génesis del actual artículo. Los elementos químicos que forman nuestro Universo surgieron en dos etapas o procesos diferentes: los elementos livianos en la Nucleosíntesis Primordial y los elementos más pesados de la Nuclesíntesis Estelar. Cómo el título del artículo nos adelanta, en el presente nos abocaremos a tratar de comprender el primero de ambos.

La etapa denominada Nucleosíntesis Primordial, o Nucleosíntesis del Big Bang, afectó al Universo en su totalidad en un proceso que duró, de principio a fin, aproximadamente unos 3 minutos 46 segundos; luego de este tiempo debido a la expansión del mismo, la temperatura y densidad del Universo estuvieron por debajo del umbral necesario para la fusión nuclear. La brevedad de este período es la responsable de que tan solo se formaran núcleos atómicos livianos, no permitiendo la de elementos más pesados que el Berilio.

Para entender como es posible que los científicos hayan logrado describirlo con bastante exactitud, comenzaremos explicando que los cálculos de la Nucleosíntesis Primordial dependen principalmente de un único parámetro: la proporción entre el número de nucleones (protones y neutrones) y fotones que existían en el Universo al iniciarse la misma. Actualmente, esta proporción se calcula que fue de 1 nucleón por cada 1.000.000.000 (mil millones) de fotones. Si esta estimación fuera ligeramente inferior a la real, entonces el proceso hubiera comenzado apenas antes y la cantidad de Helio 4 que existe en el Universo debería ser algo más alta que la estimada, pero no más de 1%. Como vemos, aunque la proporción de fotones por nucleón es importante para determinar las abundancias elementales, la incertidumbre que hay al respecto en los valores precisos iniciales producen diferencias minúsculas en el resultado final, haciendo de todas formas válido el proceso.

Galaxias

Desde que se tuvo la certeza de que aquellos objetos distantes que se pensaba eran nebulosas, eran en realidad concentraciones de estrellas lejos de nuestra propia galaxia, algunas con formas parecidas y otras completamente distintas, los astrónomos han reunido mucha información acerca de estos lejanos objetos, clasificándolos según sus distintas formas y características. Pero, ¿Cuál es su número en realidad? Es ciertamente difícil responder a esta pregunta con seguridad. Basándonos en las observaciones realizadas hasta la fecha, se barajan cifras de unos cien mil millones, cifras que, posiblemente, no sean correctas, ya que hay científicos que creen que este número es incorrecto por defecto y son más las galaxias que pueblan el Universo, pero todavía no han sido detectadas.

¿Están inmóviles en el espacio? ¿Se acercan o alejan unas de otras? ¿Por qué y a que velocidad? Hoy en día sabemos que las galaxias se alejan unas de otras debido a la expansión del Universo y tienden a formar cúmulos y súper cúmulos, pero la fuerza de gravedad atrae a todos los objetos celestes con una fuerza que es directamente proporcional a su masa e inversamente proporcional al cuadrado de su distancia, como Newton descubrió. Las observaciones nos dicen qué galaxias se alejan o se acercan en base a su corrimiento en el espectro electromagnético, o bien al rojo (alejamiento) o al azul (acercamiento). Las observaciones de la galaxia de Andrómeda (M-31), nos dicen que en unos 3000 millones de años colisionará con nosotros. Pero, si según la Teoría del Big Bang, el universo se expande, ¿Por qué se nos acerca? La respuesta es que, además de la velocidad radial que poseen los objetos en el espacio debido a la expansión, poseen una velocidad lateral que en algunos casos coincide con el rumbo de otros objetos y que, con el tiempo, acabarán por encontrarse.

El Modelo Estándar Cosmológico

Abriremos este artículo, cuyo propósito no es otro que servir de introducción al Modelo Cosmológico de referencia, actualmente aceptado en líneas generales por la comunidad científica, con la pregunta ¿qué es la Cosmología Física?. Según la Wikipedia “La Cosmología Física, es la rama de la astrofísica, que estudia la estructura a gran escala y la dinámica del Universo. En particular, trata de responder las preguntas acerca del origen, la evolución y el destino del Universo”. Véase que hemos dicho Cosmología “Física”, y no simplemente Cosmología, dado que estamos interesados en dilucidar este concepto desde la visión de la Física, separándolo de las concepciones conocidas como Cosmología Religiosa y Cosmología Filosófica.

Historia de la Cosmología Física

En este apartado, veremos fugazmente (aunque después de leerlo, no todos estarán de acuerdo conmigo en lo de “fugazmente”) como se forjó esta rama de la astrofísica, repasando sus principales actores e hitos que llevaron al actual Modelo Cosmológico.

Cabe aclarar que si no se está interesado en el desarrollo histórico del mismo, bien puede saltearse todo este capítulo e ir directamente al titulado “El Modelo Lambda-CDM”. También es importante que se entienda que el objeto de la presente sección es histórica, por lo que muchos términos técnicos introducidos, no serán explicados para no extenderse en demasía, y serán retomados con mayor detalle de ser necesario cuando se expongan las bases del Modelo Cosmológico Estándar.

Dividiremos la misma en dos apartados: las concepciones cosmológicas anteriores al 1900 y las posteriores, que es donde realmente nace la Cosmología Física tal como la conocemos actualmente.

Sistema Solar: un paseo por nuestro vecindario

Los invito a imaginar un viaje desde el borde más externo del Sistema Solar, hacia su corazón, estacionándonos en sus principales componentes para admirar sus paisajes y aprender los datos más relevantes de cada uno de ellos. Para ello, utilizaremos como nave nuestra imaginación, poderoso vehículo que carece de problemas técnicos como combustible, habitabilidad y comida, velocidad y protección a la radiación estelar. Es hora de calzarse el traje y comenzar la aventura...

Fig. 1 Mítica Nave Enterprise de la Serie Star Trek, que con tantos apasionantes vuelos nos cautivo - Créditos de la Imagen: Wikipedia / Derechos de la Serie CBS Studios Inc

El sendero nace a aproximadamente un año luz de una estrella conocida como el Sol. A esta distancia, la misma se observa como un brillante punto en el firmamento, su color amarillento nos servirá de faro durante el camino.

Breve Historia de la Observación Astronómica

La lógica nos dice que en los albores de la civilización humana, las preguntas que nuestros antepasados se hacían cuando contemplaban el espectáculo de un cielo nocturno sin ningún tipo de luz, serían las mismas que nos planteamos hoy con la diferencia sustancial que nos proporcionan los conocimientos científicos adquiridos durante siglos y la tecnología observacional a través de complejísimos aparatos que nos acercan a lo inimaginablemente lejano.

A Ojo Desnudo

Hoy, a diferencia de antes, conocemos que son los objetos que podemos ver, tanto a simple vista como usando cualquier aparato de observación, pero seguimos sin tener todavía una respuesta 100% definitiva de como y porque están ahí.

Al igual que nosotros, los primeros observadores del universo visible a simple vista, tenían sus explicaciones y sus respuestas a todas las preguntas que se plantearían, con la salvedad clara en nuestro favor, de que nosotros, sí podemos estar seguros de muchas de las respuestas.

Por desgracia, la ventaja que nuestros antepasados tenían, la hemos perdido, ya que es difícil encontrar unas condiciones de oscuridad comparables a aquellos tiempos, sin tener que desplazarse muchos kilómetros en busca de un cielo adecuado.

Fig. 1 Noche estrellada - Créditos de la Imagen: US National Oceanic and Atmospheric Administration

Curvas y arrugas del espacio-tiempo

Según la Relatividad General de Einstein, la gravedad es una curvatura del espacio, es decir: la gravedad, es el efecto de la masa en la geometría del espacio. Para entender esto os pongo el siguiente ejemplo: imaginad que el Sol y la Tierra están unidos por una barra imaginaria, a la cual llamaremos espacio-tiempo, el efecto que ejerce la masa del Sol y la Tierra hará que esta barra se curve, provocando que estos dos cuerpos se aproximen. Si la masa puede ser desviada por la curvatura del espacio, lo mismo ocurrirá con la luz. Einstein señaló, que la luz que viaja hasta nosotros desde las estrellas debe curvarse al pasar cerca de un cuerpo masivo. Para comprobarlo sugirió observar un campo de estrellas en ausencia del Sol y luego volver a observarlo en presencia de este. Como no era posible efectuar esta segunda tarea de forma directa, hubo que esperar al 29 de mayo de 1919, durante un eclipse total de Sol, que fue observado por Arthur Eddington, en el golfo de Guinea para confirmar su predicción. Confirmando lo apuntado por Einstein, actualmente está comprobado la existencia de las lentes gravitacionales causadas por este efecto. De lo anteriormente explicado, podemos llegar a la siguientes conclusiones: la gravedad no se debe a una fuerza ejercida por la masa de los cuerpos atrayéndose unos a otros, tal y como apuntaba Newton, sino que es el resultado de la curvatura del espacio-tiempo, y que la gravedad esta directamente relacionada a la aceleración que esta imprime a un cuerpo (recordemos que todos los cuerpos celestes se encuentran en movimiento relativos a partir del Big Bang).

Fig. 1 Gravedad según la Relatividad General de Albert Einstein - Créditos de la Imagen: Wikipedia

Sobre las posibilidades de Vida Extraterrestre

Desde hace casi tres mil años, se tienen referencias sobre la posible existencia de otros seres poblando otros mundos. Religiones y mitologías de civilizaciones extinguidas como en el antiguo Egipto, Sumerios y Babilonios, con un concepto poco discernible entre seres puramente físicos y dioses o semidioses que habitaban otros planetas hablan de ellas. Tales de Mileto y Anaximandro en el 70 y 60 A.C. ya teorizaron con posibles planetas habitados. Demócrito pensaba de igual manera en contra de las ideas de Aristóteles, fiel defensor del geocentrismo. El Judaísmo y el Islam hacen también referencia al pluralismo de la vida en el universo. No seria hasta la invención del telescopio y el giro en la concepción del cosmos de mano de Copérnico que se retomo la idea de la vida extraterrestre, que tuvo un especial defensor en la figura de Giordano Bruno, al cual la defensa de sus ideas le llevo a la hoguera, ya que en el siglo XVI eran consideradas heréticas.

Fig. 1 La Sonda Pioneer X, lanzada por la NASA en 1972, llevaba una placa destinada a otras posibles civilizaciones