Tema 39

Este tema recorre la astronomía y la astrofísica desde nuestro entorno más cercano —el sistema solar— hasta la estructura a gran escala del universo. Es un contenido de enorme valor formativo y cultural: articula la física fundamental (gravitación, radiación, física nuclear) con la observación del cielo, y muestra cómo el ser humano ha construido una imagen coherente del cosmos a partir de la medida y el razonamiento. Dentro del temario ocupa el bloque de física moderna y astrofísica, y conecta directamente con la gravitación (tema de campo gravitatorio), la radiación del cuerpo negro y la física nuclear.

Conviene subrayar de entrada que casi todo lo que sabemos del universo llega en forma de luz: analizar la radiación electromagnética de los astros —su intensidad, su espectro, su desplazamiento— es la principal fuente de información astrofísica. Sobre esa idea, desde Copérnico y Kepler hasta la cosmología actual, se organiza el tema.

1. El sistema solar

El sistema solar es el conjunto ligado gravitatoriamente formado por el Sol y todos los cuerpos que orbitan a su alrededor. El Sol concentra en torno al 99,86 % de la masa total del sistema, de modo que domina por completo su dinámica.

Componentes

• El Sol, una estrella de tipo espectral G2 en la secuencia principal.
• Ocho planetas. Los terrestres o interiores (Mercurio, Venus, Tierra, Marte) son pequeños, rocosos y densos; los gigantes o exteriores (Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno) son grandes, poco densos y de composición gaseosa/helada. El cinturón de asteroides, entre Marte y Júpiter, marca la frontera aproximada entre ambos grupos.
• Planetas enanos (Ceres, Plutón, Eris, Makemake, Haumea), que no han «limpiado» su órbita de otros cuerpos.
• Cuerpos menores: asteroides, cometas, meteoroides. Más allá de Neptuno se extienden el cinturón de Kuiper y, mucho más lejos, la hipotética nube de Oort, reservorio de cometas de periodo largo.

Su origen se explica mediante la hipótesis nebular: hace unos 4600 millones de años, una nube de gas y polvo colapsó gravitatoriamente, formando un disco en rotación (disco protoplanetario) con el protosol en el centro; la acreción de material en el disco dio lugar a los planetas.

Leyes de Kepler

Del análisis de las observaciones de Tycho Brahe, Kepler dedujo tres leyes empíricas del movimiento planetario:

1. Ley de las órbitas. Los planetas describen elipses con el Sol situado en uno de los focos.
2. Ley de las áreas. El vector de posición que une el Sol con el planeta barre áreas iguales en tiempos iguales; equivale a la conservación del momento angular, por lo que el planeta se mueve más rápido en el perihelio que en el afelio.
3. Ley de los periodos. El cuadrado del periodo orbital es proporcional al cubo del semieje mayor de la órbita:

De Kepler a Newton

Newton demostró que las tres leyes de Kepler son consecuencia de su ley de gravitación universal, según la cual dos cuerpos se atraen con una fuerza proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de su distancia:

Para una órbita circular, esta fuerza actúa como fuerza centrípeta, $G\dfrac{M m}{r^2} = m\dfrac{v^2}{r} = m\,\omega^2 r$. Sustituyendo $\omega = 2\pi/T$ se recupera de inmediato la tercera ley:

Este resultado tiene un enorme valor operativo: permite «pesar» el Sol y los planetas a partir de los periodos y radios orbitales de sus satélites.

2. Fenómenos de astronomía de posición

La astronomía de posición (o astrometría) estudia la localización aparente de los astros y sus movimientos en el cielo, sin ocuparse de su naturaleza física.

La esfera celeste y los sistemas de coordenadas

Se modeliza el cielo como una esfera celeste imaginaria, de radio arbitrario y centrada en el observador, sobre la que se proyectan los astros. En ella se definen elementos de referencia: el cenit y el nadir, el horizonte, los polos celestes, el ecuador celeste y la eclíptica (trayectoria aparente anual del Sol). Para fijar la posición de un astro se usan sistemas de coordenadas angulares:

• Coordenadas horizontales (locales): altura $h$ (ángulo sobre el horizonte, de $0°$ a $90°$) y acimut $A$. Dependen del lugar y del instante.
• Coordenadas ecuatoriales (absolutas): ascensión recta $\alpha$ (medida sobre el ecuador celeste desde el punto Aries) y declinación $\delta$. Son prácticamente independientes del observador.

Movimientos aparentes y sus consecuencias

• El movimiento diurno, debido a la rotación de la Tierra ($\approx 24\ \mathrm{h}$), hace que los astros salgan por el este y se pongan por el oeste.
• El movimiento anual, debido a la traslación, desplaza al Sol a lo largo de la eclíptica a través de las constelaciones del Zodíaco.
• La inclinación del eje terrestre ($\approx 23{,}5°$ respecto a la perpendicular al plano de la órbita) es la causa de las estaciones y de la desigual duración del día y la noche a lo largo del año, con los solsticios y equinoccios como instantes característicos.
• Las fases de la Luna (mes sinódico de $\approx 29{,}5$ días) resultan de la fracción iluminada visible desde la Tierra.
• Los eclipses ocurren cuando Sol, Tierra y Luna se alinean cerca de los nodos: el solar en Luna nueva (la Luna oculta el Sol) y el lunar en Luna llena (la Tierra proyecta su sombra sobre la Luna).
• A largo plazo, la precesión de los equinoccios (ciclo de $\approx 26\,000$ años) desplaza lentamente la orientación del eje terrestre.

Paralaje y distancias

El paralaje es el desplazamiento aparente de un astro cercano frente al fondo de estrellas lejanas al cambiar el punto de observación. El paralaje anual $p$ (medido usando como base el radio de la órbita terrestre, $1\ \mathrm{UA}$) permite medir distancias estelares y define el pársec (pc): la distancia a la que $1\ \mathrm{UA}$ subtiende un ángulo de un segundo de arco. Así,

Las unidades habituales son la unidad astronómica ($1\ \mathrm{UA} \approx 1{,}496\times10^{11}\ \mathrm{m}$), el año luz ($\approx 9{,}46\times10^{15}\ \mathrm{m}$) y el pársec ($\approx 3{,}26$ años luz).

3. Observación y medida en astrofísica

La astrofísica estudia la naturaleza física de los astros. Su fuente casi exclusiva de datos es la radiación electromagnética que recibimos, analizada en todo el espectro: radio, infrarrojo, visible, ultravioleta, rayos X y gamma.

Instrumentos

Los telescopios, refractores (lentes) o reflectores (espejos), captan la luz visible; su capacidad de recoger radiación crece con el cuadrado del diámetro de la abertura. Los radiotelescopios observan en ondas de radio y, combinados en interferometría, alcanzan gran resolución. Como la atmósfera absorbe buena parte del espectro, se recurre a observatorios espaciales para el ultravioleta, los rayos X y el infrarrojo.

La información contenida en la luz

• Espectroscopía. Al descomponer la luz se obtiene el espectro. Las líneas de absorción (líneas de Fraunhofer en el Sol) revelan la composición química de la atmósfera estelar, y el análisis del espectro informa de su temperatura y presión.
• Ley de Wien. El máximo de emisión de un cuerpo (modelado como cuerpo negro) se desplaza hacia longitudes de onda menores al aumentar la temperatura:

El color de una estrella es, así, un termómetro: las azules son más calientes que las rojas.

• Ley de Stefan–Boltzmann. La luminosidad total emitida por una estrella depende de su radio y de la cuarta potencia de su temperatura superficial:

• Efecto Doppler. El desplazamiento de las líneas espectrales mide velocidades radiales. El corrimiento al rojo $z$ indica alejamiento:

• Fotometría. El brillo se cuantifica mediante la magnitud aparente $m$ (cómo se ve desde la Tierra) y la magnitud absoluta $M$ (a una distancia patrón de $10\ \mathrm{pc}$). El flujo recibido decrece con el cuadrado de la distancia, $F = \dfrac{L}{4\pi d^2}$.

Clasificación estelar y diagrama HR

Según su temperatura y su espectro, las estrellas se ordenan en tipos espectrales O, B, A, F, G, K, M (de las más calientes y azules a las más frías y rojas). El diagrama de Hertzsprung–Russell (HR), que representa la luminosidad frente a la temperatura (o el tipo espectral), es la herramienta central de la astrofísica estelar: en él, la mayoría de las estrellas se sitúan a lo largo de la secuencia principal, mientras que gigantes, supergigantes y enanas blancas ocupan regiones propias.

4. Evolución estelar

Una estrella es una esfera de gas (plasma) en equilibrio hidrostático: la presión térmica y de radiación hacia el exterior compensa la gravedad hacia el interior. Su fuente de energía es la fusión nuclear en el núcleo.

Nacimiento y secuencia principal

Las estrellas se forman por colapso gravitatorio de nubes moleculares frías y densas. Al comprimirse, el núcleo se calienta hasta que se enciende la fusión del hidrógeno y nace una estrella de la secuencia principal, donde pasa la mayor parte de su vida. En estrellas como el Sol domina la cadena protón–protón, cuyo balance global es la transformación de cuatro núcleos de hidrógeno en uno de helio:

En estrellas más masivas predomina el ciclo CNO. La energía liberada procede del defecto de masa, según $E = \Delta m\,c^2$: cada ciclo pp libera del orden de $26{,}7\ \mathrm{MeV}$.

Fases finales según la masa

El destino de una estrella depende esencialmente de su masa:

• Estrellas de masa baja o intermedia (como el Sol). Al agotarse el hidrógeno del núcleo, se expanden y enfrían convirtiéndose en gigantes rojas, fusionan helio en carbono y, finalmente, expulsan sus capas externas formando una nebulosa planetaria. El núcleo queda como una enana blanca, sostenida por la presión de degeneración de los electrones.
• Estrellas masivas. Fusionan elementos cada vez más pesados en capas sucesivas hasta el hierro. Cuando el núcleo supera el límite de Chandrasekhar ($\approx 1{,}44\ M_\odot$), colapsa y estalla como supernova, dejando una estrella de neutrones o, si es muy masivo, un agujero negro.

Nucleosíntesis

La nucleosíntesis estelar y, sobre todo, las supernovas, fabrican y dispersan al medio interestelar los elementos químicos más pesados que el helio. Los átomos que forman los planetas y los seres vivos se cocinaron en estrellas anteriores: somos, literalmente, polvo de estrellas.

5. Estructura y composición del universo

A gran escala, la materia luminosa se organiza en galaxias, agrupaciones de miles de millones de estrellas, gas, polvo y materia oscura ligadas por la gravedad. Se clasifican (secuencia de Hubble) en espirales (como nuestra Vía Láctea), elípticas e irregulares. Las galaxias se agrupan en cúmulos y supercúmulos, que a su vez trazan filamentos y vacíos formando una estructura de aspecto esponjoso: la red cósmica.

La expansión del universo

Hubble descubrió que las galaxias se alejan de nosotros con una velocidad proporcional a su distancia (ley de Hubble–Lemaître):

El corrimiento al rojo generalizado de las galaxias indica que el universo se expande. Extrapolando hacia atrás en el tiempo se llega al modelo del Big Bang: hace unos $13\,800$ millones de años el universo era extraordinariamente denso y caliente, y desde entonces se expande y enfría.

Pruebas y composición

Tres grandes evidencias respaldan este modelo: la propia expansión, la nucleosíntesis primordial (que explica la abundancia observada de hidrógeno y helio) y la radiación cósmica de fondo de microondas, resplandor fósil que hoy corresponde a un cuerpo negro de $\approx 2{,}7\ \mathrm{K}$.

El modelo cosmológico estándar ($\Lambda$CDM) describe una composición sorprendente: la materia ordinaria (bariónica) apenas supone alrededor del $5\,\%$; la materia oscura, que no emite luz pero se detecta por su gravedad, en torno al $27\,\%$; y la energía oscura, responsable de la expansión acelerada, cerca del $68\,\%$. Comprender la naturaleza de estas dos componentes es uno de los grandes retos abiertos de la física actual.

Aplicación didáctica

En el currículo LOMLOE (Real Decreto 217/2022), los contenidos de astronomía se introducen sobre todo en los primeros cursos de la ESO (el universo, el sistema solar, los movimientos de la Tierra y la Luna) dentro de Física y Química y de Biología y Geología, y se retoman en Bachillerato: la gravitación (leyes de Kepler y de Newton) se formaliza en Física de 2.º, y la astrofísica y la cosmología encuentran acomodo en materias como Cultura Científica o Ciencias Generales. Es un tema idóneo para desarrollar la competencia STEM y la competencia en comunicación, y para plantear situaciones de aprendizaje motivadoras a partir de la observación del cielo, efemérides y noticias astronómicas.

Conviene anticipar las ideas previas y errores frecuentes más documentados: atribuir las estaciones a la variación de distancia Tierra–Sol (cuando la causa es la inclinación del eje); explicar las fases de la Luna por la sombra de la Tierra (confundiéndolas con los eclipses); imaginar el Big Bang como una explosión que ocurre en un punto del espacio, en lugar de una expansión del propio espacio; o suponer que las estrellas son eternas e inmutables. El uso de modelos a escala, simulaciones, planetarios y la observación directa —incluso a simple vista o con instrumentos sencillos— resulta especialmente eficaz para corregir estas concepciones alternativas y para transmitir los órdenes de magnitud del cosmos.

Conclusión

El tema traza un recorrido coherente desde el sistema solar hasta la estructura del universo, unificado por unas pocas leyes físicas: la gravitación de Newton, que explica las órbitas de Kepler y la dinámica de galaxias y cúmulos; el análisis de la radiación (Wien, Stefan–Boltzmann, Doppler, espectroscopía), que convierte la luz en información sobre composición, temperatura, distancia y velocidad; y la física nuclear, que da cuenta de la energía y la evolución de las estrellas y de la síntesis de los elementos. La astronomía de posición aporta el marco descriptivo del cielo, y la cosmología moderna integra todo ello en el modelo del Big Bang. Más allá de su valor conceptual, es uno de los temas con mayor potencial para despertar vocaciones científicas y para situar al alumnado, con rigor y humildad, en su lugar dentro del cosmos.