A visión actual do Universo

O Universo é todo o que existe fisicamente: materia, enerxía, tempo... e, sobre todo, espazo baleiro.

Observacións astronómicas indican que a idade do Universo se acerca aos 14 mil millóns de anos (segundo medidas da sonda WMAP, lanzada ao espazo pola NASA o 30 de xuño de 2001) e ten unha extensión mínima de 93 mil millóns de anos-luz.

Os astrónomos observan que hai unha relación directa entre a distancia a un obxecto remoto (como unha galaxia) e a velocidade coa que se está afastando. Se está expansión foi continua en toda a idade do Universo, no pasado estes obxectos distantes que seguen afastándose tiveron que estar xuntos. Esta idea é a que dá orixe á teoría do Big Bang. Segundo esta teoría, inicialmente, toda a materia e a enerxía estaba concentrada nun punto de densidade infinita, estalando nunha explosión violenta e, desde entón, continúa expandíndose, perdendo densidade e temperatura.

O Universo está constituído fundamentalmente por galaxias, que están formadas por estrelas e materia interestelar (po e gas). As súas características son moi diversas: hainas grandes e pequenas, brillantes e opacas, vellas e novas; e de moi diversas formas. As galaxias máis pequenas poden ter un diámetro de 6.000 anos-luz e posuír arredor de 3.000 millóns de astros e as máis grandes poden superar os 160.000 anos-luz e chegar a abarcar máis dun billón de estrelas.

A Vía Láctea é a galaxia á que pertence o sistema solar. Posúe uns 200.000 millóns de estrelas (unha delas é o Sol), cun diámetro duns 100.000 anos-luz. É unha das catro galaxias que son visibles a simple vista, podendo observar como algunhas das súas estrelas debuxan no ceo figuras recoñecibles que se parecen vagamente a algún animal ou a algún obxecto. De aí venlles o nome dado polos antigos: Osa Maior, Osa Menor (onde se encontra a Estrela Polar), Dragón, Triángulo, etc. O nome xenérico destas agrupacións de estrelas é o de constelación.

Unha estrela mantén o seu tamaño polo equilibrio que resulta de: unha altísima temperatura central, que tende a expandir a substancia estelar e dunha forza gravitatoria, que tende a contraer a estrela.

As estrelas brillan polas xigantescas reaccións nucleares que hai no seu interior: núcleos de hidróxeno fusiónanse para formar helio. Ao irse esgotando o hidróxeno e descender a temperatura interna da estrela, a forza gravitatoria supera as forzas expansivas e o núcleo da estrela contráese, podendo, en etapas posteriores, evolucionar cara a unha anana branca ou a unha xigante vermella.

Se a estrela é de pequena masa para experimentar novas reaccións nucleares, unha vez esgotado o hidróxeno que posúe, non continúa unha evolución posterior (anana branca). Se a masa da estrela é suficientemente grande, a forza da gravidade empeza a contraer o seu núcleo, aumentando considerablemente a súa temperatura e densidade. Polo contrario, a parte máis extensa da estrela expándese, dando orixe a unha xigante vermella. Cando o núcleo da xigante vermella acada unha temperatura de 1.000.000 K e unha densidade de 10.000.000 kg/m3, os núcleos de helio fusiónanse producindo carbono-12, o cal reacciona con núcleos de helio formándose osíxeno-16.

Coa produción de núcleos máis masivos, efectúase unha maior contracción gravitatoria da estrela, aparecendo no seu núcleo densidades da orde 1.000.000.000 kg/m3, cun correspondente aumento da enerxía cinética dos núcleos e unha temperatura próxima a 1.000.000.000 K. En tales condicións poden aparecer novas reaccións nucleares, con formación de núcleos de elementos máis pesados até formarse Fe-56, que é o núcleo máis estable. Agora, as estrelas de gran tamaño son inestables e morren por explosión, prducindo un gran brillo (supernova) ao fusionarse os átomos das capas exteriores. Os restos desta explosión poden formar co tempo sistemas solares como o noso.

En certas condicións, a repulsión electrónica (non repulsión electromagnética de electróns, senón porque, ao meterlles presión, se intenta que ocupen o mesmo orbital máis electróns dos que caben) é superada pola atracción gravitatoria e de novo a estrela contráese, obrigando aos protóns e electróns a combinarse para formar neutróns, non quedando espazo entre os núcleos dos átomos, reducíndose o seu volume. Debido á grande atracción gravitatoria, os neutróns amontóanse, impedindo que a contracción continúe. A estrela convérsese nunha esfera de neutróns, aparecendo o que se coñece como unha estrela de neutróns.

En determinadas condicións (se hai demasiada masa nun volume determinado) a resistencia da estrutura neutrónica pode ser superada pola atracción gravitatoria; os neutróns fusionaríanse e produciríase o colapso: o volume da estrela pode reducirse a un punto (chamado singularidade) e a gravidade superficial aumentar cara ao infinito. Agora, nas proximidades da singularidade, a forza gravitatoria sería tan grande que atraparía calquera obxecto, incluída a enerxía (a luz). O corpo non emitiría luz e sería invisible: un burato negro. Este burato negro podería desenvolver forzas de atracción suficientes para devorar sistemas solares e incluso galaxias circundantes.

A medida que aumenta a distancia desde a singularidade, a ingluencia gravitacional do burato negro diminúe. A certa distancia, que depende da masa de singularidade, a velocidade que se necesita para escapar do burato negro é igual á velocidade da luz. Esta distancia, coñecida como raio de Schwarzschild, marca o “horizonte” do burato negro, que é como a súa superficie. Para calquera punto interior a esta superficie a velocidade de escape excede á velocidade da luz.

O concepto dun corpo do que nin a luz puidese escapar del xa foi descrito en 1783 por John Michell. Este xeólogo inglés calculou que na superficie dun corpo de raio 500 veces o raio do Sol, e a mesma densidade, o que supón unha masa de 125.000.000 veces a masa do Sol, tería unha velocidade de escape igual á da luz: é un burato negro supermasivo.

Os buratos negros supermasivos poden ter unha masa de varios millóns, ou miles de millóns, de masas solares e son os que se supón que existen no centro da maioría das galaxias (ou en todas as galaxias).