Äîêóìåíò âçÿò èç êýøà ïîèñêîâîé ìàøèíû. Àäðåñ îðèãèíàëüíîãî äîêóìåíòà : http://www.atnf.csiro.au/people/Angel.Lopez-Sanchez/phd/El_Universo_sobre_mi_INTRODUCCION_DIVULGATIVA_TESIS_angelrls.pdf Äàòà èçìåíåíèÿ: Mon Nov 27 03:21:12 2006 Äàòà èíäåêñèðîâàíèÿ: Sun Dec 23 22:23:12 2007 Êîäèðîâêà: Ïîèñêîâûå ñëîâà: m 101

El Universo sobre mÌ

àngel R. LÑpez SÀnchez

El Universo sobre mÌ
Quiero vivir, quiero gritar, quiero sentir el Universo sobre mÌ. Quiero correr en libertad, quiero llorar de felicidad. Quiero vivir, quiero sentir el Universo sobre mÌ como un nÀufrago en el mar. Quiero encontrar mi sitio, sÑlo encontrar mi sitio. Amaral, PÀjaros en la cabeza, 2005.

Nuestras vidas representan sÑlo un instante en el devenir del Cosmos. En el tiempo transcurrido desde la apariciÑn de los primeros registros de escritura en Mesopotamia hasta la llegada del Apolo XI a la Luna el Universo no ha cambiado mucho. Algunas estrellas habrÀn muerto, otras habrÀn comenzado a brillar y algÇn cometa despistado habrÀ acabado chocando con un planeta, un satÈlite o incluso con el Sol. Pero esencialmente todo ha permanecido igual. Los seres humanos pasamos como una exhalaciÑn en el tiempo cÑsmico. AÇn asÌ, la evoluciÑn ha conseguido crear unos seres que son capaces de reflexionar sobre sus orÌgenes, sobre su modesta posiciÑn en el espacio y en el tiempo y sobre su propia mortalidad. A veces pienso estas cosas al mirar las estrellas. Mucha gente, para relajarse, va al cine, sale de copas, hace deporte o practica yoga. Yo, desde pequeßo, cogÌ la manÌa de relajarme mirando al cielo. En aquellas tranquilas noches estivales me sentaba junto a la piscina, con el sutil murmullo del movimiento del agua mientras se depuraba y el perfume de la tierra reciÈn regada por mÌ mismo, quizÀs con algÇn ronroneo gatuno a lo lejos, y sÑlo con las luces de las estrellas, allÀ arriba, y de CÑrdoba, la antigua capital del Califato Omeya, en el horizonte sudoeste. Mis primeras incursiones cientÌfico-filosÑficas sucedieron allÌ, en ese privilegiado emplazamiento astronÑmico de la sierra cordobesa. En aquellos casi antidiluvianos tiempos aÇn no existÌa ese gran invento que es internet. Los telescopios y sus accesorios, desde buenos oculares hasta cÀmaras de fotos, eran difÌciles de conseguir. Incluso no proliferaban los libros de AstronomÌa, aunque sÌ los de astrologÌa; desgraciadamente algunas cosas no evolucionan. AsÌ, con un modesto telescopio amarillo medio destartalado, unos buenos prismÀticos, una docena escasa de libros astronÑmicos, un planisferio y mucha imaginaciÑn comenzÑ mi aventura personal entre las estrellas y un sinfÌn de reflexiones de ese Universo sobre mÌ. Me es difÌcil pensar en esos tiempos de juventud sin exhalar algÇn suspiro de melancolÌa, pero puedo decir, creo que sin miedo a equivocarme, que esas noches me forjaron tanto como persona como cientÌfico. AllÌ arriba habÌa todo un Universo por descubrir. Estrellas y planetas. Cometas vagabundos y asteroides esquivos. CÇmulos de estrellas, nebulosas difusas y galaxias lejanas. Yo mismo estaba constituido por polvo de estrellas: algunos de los Àtomos que configuran mi ser fueron los productos de estrellas que vivieron y murieron hace miles de millones de aßos. El propio Universo es vasto, gigantesco, inmensurable. Dentro de mÌ, a una escala inferior a los Àtomos, existe el universo de lo muy pequeßo, tan fuertemente acoplado al mundo de las galaxias y los cÇmulos de galaxias que no se puede entender uno sin el otro. Son reflexiones profundas para un chaval con apenas trece primaveras. No sÈ cuÀndo decidÌ ser astrÑnomo, pero seguro que fue durante algunas de aquellas mÀgicas noches de verano. Ahora estoy aquÌ, de nuevo ante el vÈrtigo del folio en blanco, escribiendo en Word lo que luego pase a Latex e incluso traduzca al inglÈs. Supuestamente, la escritura de una tesis doctoral es la consagraciÑn de todo cientÌfico. Pero para llegar aquÌ he tenido que pasar un largo proceso. Durante estos aßos me he convencido de que la investigaciÑn sin la divulgaciÑn del quehacer cientÌfico no tiene mucho sentido. Por esta razÑn, antes de entrar en esas cosas tan especÌficas como son las galaxias W olfRayet, en una sucesiÑn casi interminable de ecuaciones, tablas, grÀficas, datos, nÇmeros, letras griegas, medidas fotomÈtricas, lÌneas espectrales y referencias, no me puedo resistir en contar, de la forma mÀs sencilla que pueda, quÈ son esos puntitos de luz que nos guißan desde las alturas. Lo harÈ como si estuviera en mi idÌlico paraÌso, mirando hacia arriba en una noche estival, posiblemente sÑlo con el baßador y un pie dentro del agua. En mi caso, sustituye el agua a la fogata y el baßador a las pieles, vestimenta o armadura. No en vano, ¿no fue asÌ como se narraron durante milenios las grandes gestas de la Humanidad? El cielo del verano boreal Las noches de verano son muy interesantes desde el punto de vista astronÑmico. En realidad todas los noches lo son; ¡hay tantas maravillas repartidas entre las constelaciones! El cielo parece girar sobre nuestras cabezas cada veinticuatro horas, consecuencia de la rotaciÑn de la Tierra sobre su eje. Esta afirmaciÑn ya es de por sÌ sorprendente. Lo lÑgico para una persona anclada en el suelo serÌa justo lo contrario: que las estrellas, el Sol, la Luna y los planetas giran alrededor de nosotros, que permanecemos

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Figura 1. Dos galaxias espirales vistas de canto. A la izquierda, mosaico de cuatro imÀgenes de la VÌa LÀctea a su paso por las constelaciones del Escudo (arriba izquierda), Sagitario (izquierda) y Escorpio (derecha), tal y como se verÌan a simple vista en una noche oscura. Se aprecian las grandes nubes de polvo, regiones de formaciÑn estelar y cÇmulos de estrellas. A la derecha, combinaciÑn de imÀgenes en distintos filtros obtenidas con el telescopio IAC80 de la galaxia NGC 4565. Se trata de una galaxia espiral vista casi de perfil. La comparaciÑn entre ambas imÀgenes es asombrosa, en ambas se aprecian tanto el abultamiento central de la galaxia (el bulbo) como los senderos de polvo del disco espiral. La Çnica gran diferencia es que nosotros nos encontramos dentro de la VÌa LÀctea y que NGC 4565 la vemos como era hace 30 millones de aßos.

inmÑviles. Pero hay mÀs: ademÀs de girar sobre su eje, la Tierra se mueve alrededor del Sol, tardando un aßo en completar su Ñrbita. El cambio de paradigma de la teorÌa geocÈntrica a la heliocÈntrica es, precisamente, uno de los mayores hitos de la Ciencia del Renacimiento (sin olvidar a Aristarco de Samos, por supuesto, que ya 250 aßos antes de nuestra era encontrÑ la respuesta correcta, lÀstima que su legado se perdiera con la quema de la gran Biblioteca de AlejandrÌa y cayera durante siglos en el olvido). Desde la Tierra vemos que el Sol se desplaza dÌa a dÌa sobre el fondo de estrellas fijas. Este recorrido aparente del Sol constituye la eclÌptica y atraviesa trece grupos arbitrarios de estrellas, las famosas constelaciones del zodÌaco. Y escribÌ arbitrarios porque esa divisiÑn del cielo la han realizado los propios seres humanos, no ningÇn ser divino. Cada dÌa las estrellas salen por el Este y se ocultan por el Oeste pero, dependiendo de la Època del aßo en la que nos encontremos, veremos unas constelaciones u otras al principio de la noche. Al avanzar las horas irÀn surgiendo las constelaciones de las estaciones siguientes. En verano vemos las constelaciones propias del estÌo tras el anochecer, las del otoßo pasada la medianoche y las del invierno antes del alba. El Sol se encuentra justo sobre las constelaciones de primavera, por lo que cuando Èstas se levanten por el Este amanecerÀ. Pero siguen ahÌ, escondidas tras el vital brillo de la atmÑsfera, pudiÈndose observar, por ejemplo, usando radiotelescopios. QuizÀs el pÀrrafo precedente puede parecer trivial para un astrÑnomo. AÇn asÌ, a mÌ no deja de sorprenderme, siendo la base de la organizaciÑn de nuestras propuestas de tiempo a telescopios y la planificaciÑn de cualquier noche de observaciÑn. A veces lo obvio tiene su importancia. Vega, Altair y Deneb son las estrellas mÀs brillantes del verano boreal. Pertenecen respectivamente a las constelaciones de la Lira, el àguila y el Cisne y constituyen un asterismo conocido como el TriÀngulo de Verano. Las vemos parpadear sobre el fondo aterciopelado del espacio oscuro y prÀcticamente vacÌo. Sin ese parpadeo, consecuencia de las corrientes de aire de nuestra atmÑsfera, parecerÌan pintadas sobre la bÑveda del cielo. Pero cada una ocupa una posiciÑn distinta en el espacio. Ninguna de ellas la vemos en el mismo instante porque la luz se desplaza en el vacÌo a una velocidad finita, muy grande para nosotros, pero medible. Un rayo de luz recorre casi 300 000 kilÑmetros en un solo segundo. AquÌ es cuando nuestra mente, amoldada a la vida cotidiana de la Tierra, comienza a hacer aguas. El objeto celeste mÀs cercano es nuestra compaßera de viaje, la Luna. EstÀ aquÌ al lado, pero la vemos como era hace poco mÀs de un segundo. El Sol, la estrella del Sistema Solar, lo observamos como era hace 8 minutos y 20 segundos. Si por alguna catÀstrofe cÑsmica nuestra estrella explotase ahora mismo no nos enterarÌamos hasta que hubiese transcurrido este intervalo de tiempo. Mirar a las estrellas es mirar atrÀs en el tiempo, vemos los objetos como eran en el pasado. Por ejemplo, allÀ en el cenit Vega es una estrella joven y azulada que estÀ a 26 aßos luz de la Tierra. Se trata de una de las estrellas mÀs cercanas al Sol. Por el contrario, Deneb, que aparentemente brilla un poco menos que Vega, estÀ a mÀs de 1600 aßos luz. Vemos a Deneb como era poco antes de la caÌda del Imperio Romano. Pero mientras que Vega tiene una luminosidad 52 veces superior a la del Sol, Deneb brilla como si aglutinÀsemos la luz procedente de 62500 soles. Altair estÀ mÀs cerca, a 17 aßos luz; su brillo es sÑlo 11 veces superior al solar. Este juego de cifras se extiende al resto de las luces parpadeantes del cielo. Y podrÀs comprobar que esta noche sin luna vemos miles.

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Figura 2: Dos ejemplos de nebulosas sencillas, prÀcticamente esfÈricas e ionizadas por una estrella central. A la izquierda, la nebulosa Cocoon, IC 5146, en el Cisne, observada con el telescopio de 2.2m del Observatorio de Calar Alto. A la derecha, la impresionante nebulosa TrÌfida, M20, en Sagitario. Los colores representan distintos elementos quÌmicos: el azul al oxÌgeno doblemente ionizado, [O III], el verde al hidrÑgeno ionizado, H y el azul al azufre una vez ionizado, [S II]. Las diferencias en colores nos dicen que las propiedades de la estrella central son distintas.

Deneb es un nombre Àrabe. Significa cola, representando justamente la cola del Cisne. Esta constelaciÑn se sitÇa en plena VÌa LÀctea, esa banda lechosa que corta el cielo en dos. La vemos subir desde el horizonte Norte, donde se sitÇa Casiopea; atraviesa el Cisne cerca del cenit y se adentra por las constelaciones del Escudo, Sagitario y Escorpio al caer hacia el horizonte Sur. Su tonalidad blanquecida es consecuencia de la combinaciÑn de cientos de miles de estrellas localizadas muy lejos de nosotros, constituyendo los brazos espirales de nuestra galaxia, el Camino de la Leche. Hace apenas un siglo aÇn se discutÌa si la VÌa LÀctea era todo el Universo o solo una mÀs de las incontables galaxias esparcidas por el espacio. QuizÀs desde nuestras latitudes requiere algo de esfuerzo creerse que estamos viendo la proyecciÑn del disco de la VÌa LÀctea en el cielo, pero un abultamiento entre Sagitario y Escorpio nos puede ayudar a convencernos. En esa direcciÑn estamos mirando al centro de nuestra Galaxia, donde se sitÇa el bulbo galÀctico. La visiÑn mÀs espectacular de la VÌa LÀctea sÑlo se consigue observÀndola desde el hemisferio Sur. AllÌ estas constelaciones zodiacales se sitÇan en el mismo cenit, percibiÈndose sin inconveniente el gran bulbo central y los brazos que bajan en direcciones opuestas hacia el horizonte, cuajados de estrellas y nebulosas y con asterismos tan interesantes como la Cruz del Sur, Carina o Centauro. Un poco por debajo de esta lÌnea divisoria podrÌas ver las Nubes de Magallanes, galaxias satÈlites de la VÌa LÀctea. Entonces la sensaciÑn de que vivimos a las afueras de una inmensa aglomeraciÑn de estrellas, gas y polvo adquiere significado propio. VÈrtigo que te atrapa y te hace sentir diminuto y despreciable, sientes realmente el Universo sobre ti. Es una de las visiones mÀs espectaculares que el ser humano puede tener de la Naturaleza. Y se consigue usando sÑlo nuestros ojos como instrumentos de observaciÑn. El nacimiento de las estrellas Muchas de las nubecillas mortecinas que encontramos si miramos hacia Sagitario son realmente nubes de gas y de polvo. Se denominan comÇnmente nebulosas, aunque los astrofÌsicos las rebautizaron con el nombre tÈcnico de regiones HII. Son lugares fascinantes, jirones de nubes con mÇltiples formas repletas de colores que emplearÌan una gama completa de la paleta de un pintor abstracto. Las nebulosas estÀn constituidas bÀsicamente de hidrÑgeno, el elemento mÀs simple y mÀs predominante de la Naturaleza, un poco de helio y pequeßas cantidades de otros elementos como oxÌgeno, nitrÑgeno, carbono, azufre, neÑn o hierro. Son los lugares mÀs sagrados del Universo, pues es allÌ donde nacen las estrellas. Por fuerzas gravitatorias o por diferencias de presiÑn entre unas zonas y otras, el gas colapsa y comienza a hacerse mÀs denso y mÀs caliente. La nube se fragmenta en multitud de pequeßos cascarones; cada uno formarÀ una estrella de distinta masa. Por lo tanto una sola nebulosa no engendra una Çnica estrella, sino cientos o miles o decenas de miles de nuevos astros. El Sol naciÑ hace unos 4600 millones de aßos, tambiÈn en una nebulosa, y con muchas estrellas hermanas. Algunas ya habrÀn muerto, otras quizÀs se encuentran ahora en el otro lado de la Galaxia. El gas de las nebulosas brilla con luz propia. La explicaciÑn la encontramos en las estrellas reciÈn nacidas: algunas son tan masivas y luminosas que emiten grandes cantidades de radiaciÑn muy energÈtica, excitando el gas. Los fotones ultravioleta (las partÌculas de luz emitidas por las estrellas
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Figura 3. La espectacular nebulosa del àguila, M 16, tal y como la observa el Telescopio Isaac Newton (2.5m INT) en la isla de La Palma. De nuevo se trata de la combinaciÑn de imÀgenes en distintos filtros, siguiendo la misma configuraciÑn que en la Figura 2. Los gigantescos pilares de gas y polvo estÀn siendo erosionados por los fuertes vientos estelares de las estrellas jÑvenes y masivas. El cÇmulo NGC 6611, situado en el centro de la imagen, estÀ constituido de estrellas que estÀn abandonado la nebulosa en la que se formaron.

masivas) interaccionan con los Àtomos de hidrÑgeno, separando el protÑn situado en su nÇcleo del electrÑn que orbita a su alrededor. Este proceso se conoce como ionizaciÑn. A veces sucede justo lo contrario: un electrÑn que se encontraba suelto en el gas se recombina con un protÑn. En el proceso se liberan fotones con unas caracterÌsticas muy concretas y un color puro totalmente determinado por la FÌsica CuÀntica. èsas serÀn las partÌculas de luz que nosotros detectemos desde Tierra. En el visible, por ejemplo, la caracterÌstica mÀs brillante es la famosa lÌnea del hidrÑgeno alpha, H, localizada en la zona roja de nuestro arco iris. Por esta razÑn los colores mÀs predominantes en las fotografÌas e imÀgenes de nebulosas son los rojizos. El fenÑmeno es similar al que tiene lugar en el interior de los tubos fluorescentes de nuestras casas; en este caso se sustituyen los fotones ultravioleta por un flujo de electrones a gran velocidad (la corriente elÈctrica) que ioniza el gas del tubo fluorescente, emitiÈndose luz visible cuando sucede la recombinaciÑn. La FÌsica es esencialmente la misma. A veces los electrones sueltos del gas se recombinan con otros nÇcleos atÑmicos, como nÇcleos de oxÌgeno, nitrÑgeno o azufre. Estos elementos proporcionarÀn distintas seßales, cada una distinta de la otra, cada una con un color caracterÌstico que las hace totalmente identificables. èsta es la magia de la luz: aunque para nosotros es totalmente imposible ir a una nebulosa para coger una muestra y analizarla en los laboratorios, podemos estudiar la quÌmica del gas sÑlo analizando la luz que nos llega. Y no sÑlo la quÌmica, sino otras propiedades fÌsicas como la densidad del gas, su temperatura, su movimiento o incluso su masa. AÇn encontrÀndose a cientos o millones de aßos luz de distancia podemos saber de quÈ sustancia estÀn constituidas las estrellas, las nebulosas y las galaxias. El proceso de la formaciÑn estelar es uno de los temas claves de la AstrofÌsica. Se estudia en las nebulosas cercanas, en los discos de las majestuosas espirales del universo local y en las galaxias mÀs lejanas (y, por tanto, antiguas) que se detectan. La mayorÌa de los detalles aÇn se desconocen: vamos poco a poco, con mucha paciencia, arrancÀndole los secretos a la Naturaleza. La labor del cientÌfico es, de hecho, modelar la Naturaleza, intentar explicar usando las leyes fÌsicas y las sÑlidas ecuaciones matemÀticas cÑmo son las cosas que nos rodean. Las teorÌas cientÌficas deben contrastarse con la experimentaciÑn y la observaciÑn, no nos vale creer por acto de fe. Si una teorÌa no funciona se rechaza y se busca una explicaciÑn alternativa. Podemos, por ejemplo, suponer que las nebulosas son esfÈricas y poseen una Çnica estrella brillante en su centro, y asÌ explicar quÈ es lo que estamos observando. Pero las nebulosas, al igual que les ocurre a las nubes de la Tierra, no son nada esfÈricas sino que tienen formas caprichosas y curiosas, con variaciones espaciales en sus propiedades fÌsicas y quÌmicas. Y no estÀn ionizadas por una Çnica estrella, sino por varias, distribuidas aleatoriamente entre el gas. Al incrementar el nivel de resoluciÑn con la ayuda de los telescopios mÀs potentes del mundo comenzamos a observar con detalle todas esas inhomogeneidades de las nebulosas. ¿CÑmo se puede modelar eso?

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AÇn queda mucho camino por recorrer. Y sÑlo hemos hablado de las nebulosas cercanas, diminutas en comparaciÑn con nebulosas supergigantes o galaxias enteras que parecen una Çnica nebulosa y forman decenas de estrellas al aßo, las galaxias starbursts. Tras nacer de las nebulosas las estrellas quedan ligadas gravitatoriamente durante un tiempo, formando los denominados cÇmulos abiertos. Encontramos estos agrupamientos por toda la VÌa LÀctea. Entre Sagitario y Escorpio son fÀciles de distinguir, incluso a simple vista, M7 y M6. MÀs famoso es el cÇmulo abierto de las PlÈyades, en Tauro, que podremos ver a partir de la mitad de la noche al encontrarse en una constelaciÑn del otoßo. Existen muchas leyendas y mitos sobre las PlÈyades: desde los grabados de arte rupestre paleolÌtico en la cueva de Lascaux, fechada entre el 16.000 y el 10.000 a.C. y que podrÌan ser la primera representaciÑn conocida del cielo, hasta los indios de NorteamÈrica, que las usaban para probar la agudeza visual de sus guerreros, teniendo ademÀs un peso considerable en la elaboraciÑn de los calendarios de casi todas las culturas, especialmente la incaica. Un cÇmulo abierto especialmente interesante es NGC 6611, asociado a la nebulosa del àguila, M17, en la constelaciÑn de la Serpiente. En este caso las estrellas estÀn abandonado su cuna, aunque dicha nebulosa continÇa formando estrellas, como las impresionantes imÀgenes obtenidas en la Çltima dÈcada tanto por el Telescopio Espacial Hubble como con el complejo europeo del VLT (Very Large Telescope, Telescopio Muy Grande) han demostrado. Las vidas de las estrellas Las estrellas tambiÈn evolucionan. Una vez formada la estrella entra en una fase estable que puede durar miles de millones de aßos. Una estrella no es otra cosa que una gigantesca cocina cÑsmica, en donde el hidrÑgeno se fusiona para producir helio. Esto ocurre en el mismo centro de las estrellas, en los nÇcleos estelares, donde las temperaturas superan los diez millones de grados y las presiones son mÀs de un millÑn de veces la que provoca la atmÑsfera de la Tierra. En estos lugares la materia se encuentra no en estado sÑlido, ni lÌquido, ni tampoco gaseoso, sino en estado de plasma: los nÇcleos atÑmicos completamente separados de sus electrones. Bajo estas condiciones tan extremas cuatro protones se combinan para dar un nÇcleo de helio y energÌa. Se ha producido una reacciÑn termonuclear de fusiÑn. La fuente de energÌa del Sol y de las estrellas era un gran misterio hasta que se desarrollÑ la fÌsica nuclear y Einstein formulara su famosa ecuaciÑn que relaciona masa y energÌa. La masa de un Àtomo de helio es menor que la suma de la masa de los cuatro Àtomos de hidrÑgeno reaccionantes. El resto de 2 masa se ha convertido en luz, segÇn la famosÌsima relaciÑn E = mc . Una pequeßa cantidad de masa se 2 convierte, gracias al factor de c (que es un nÇmero MUY grande) en gran cantidad de energÌa. Un fotÑn puede tardar mÀs de un millÑn de aßos en salir del Sol. La energÌa que se llevan los fotones suponen el 7% de la energÌa en forma de masa de los cuatro protones originales. El Sol, por ejemplo, pierde unos 4 millones de toneladas de materia por segundo, proporcionando energÌa suficiente para mantener a una ciudad como Nueva York durante cerca de un millÑn de aßos. Y el Sol es una estrella mediana, mÀs bien pequeßa, comparada con todas las estrellas que ahora vemos. Conociendo la masa del Sol y la cantidad de energÌa que libera por segundo, podemos estima de vida de nuestra estrella, y concluir que aÇn le queda combustible para unos 5.000 millones ha estado brillando durante mÀs de 4.500 millones de aßos. Lamentablemente, luego hemos cierta arrogancia los conocimientos aprendidos en el estudio de las estrellas para construir destrucciÑn masiva. r el tiempo de aßos y usado con armas de

Las estrellas se encuentran en un doble equilibrio. Por un lado, mantienen el equilibrio hidrostÀtico. Aunque la fuerza de gravedad tiende a atraer toda la materia de la estrella hacia el centro, la presiÑn (rizando el rizo, en verdad es el gradiente de presiÑn) que ejerce todo el gas es capaz de compensar esa fuerza gravitatoria. Por eso las estrellas son, en primera aproximaciÑn, esfÈricas. Por otro lado tambiÈn se cumple el equilibrio tÈrmico. Toda la energÌa que se produce en el corazÑn estelar como consecuencia de las reacciones nucleares escapa al espacio en forma de luz, fotones que se esparcen hacia las profundidades del espacio testificando el latir estelar. Por eso brillan las estrellas y por eso somos capaces de verlas a tan ingentes distancias. Precisamente, cuando el equilibrio hidrostÀtico o el equilibrio tÈrmico se rompen, la estrella evoluciona, encaminÀndose a su destino final. La muerte de las estrellas Todo en el Universo tiene un final y las estrellas, aunque casi eternas para nosotros, no estÀn exentas de ello. La duraciÑn de la fase en la que una estrella permanece estable fusionando hidrÑgeno y creando helio (la denominada secuencia principal) depende fuertemente de la masa estelar: las estrellas mÀs masivas evolucionarÀn mÀs rÀpidamente. Por ejemplo, el Sol se encuentra actualmente en la mitad de su vida de unos 10.000 millones de aßos, pero una estrella 15 veces mÀs masiva que el Sol quema todo su combustible en apenas 11 millones de aßos. Otros parÀmetros importantes que tambiÈn influyen en la vida de las estrellas son la composiciÑn quÌmica y la velocidad de rotaciÑn, pero es esencialmente la masa el parÀmetro clave. El destino final de las estrellas serÀ muy distinto para el caso de estrellas de baja masa, como el Sol, o estrellas de masa alta.

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Figura 4. Dos nebulosas planetarias tÌpicas. A la izquierda, M57, la famosa nebulosa anular de la Lira. Es el prototipo de nebulosa planetaria esfÈrica. La enana blanca, el nÇcleo de la estrella moribunda, puede observarse justo en su centro. A la derecha, M76, nebulosa planetaria en Perseo, que consta de una morfologÌa mÀs complicada. ImÀgenes obtenidas con el telescopio IAC 80, en ambos casos usando el filtro H para el color rojo.

Cuando el hidrÑgeno combustible comienza a agotarse, las capas exteriores de las estrellas se expanden y la estrella se hace mÀs grande, cambiando de color hasta convertirse en una gigante roja. El Sol se expandirÀ dentro de unos 4.000 millones de aßos engullendo no sÑlo a Mercurio y Venus sino tambiÈn a nuestro planeta, pudiendo llegar las capas exteriores a la Ñrbita de Marte. La temperatura superficial de la estrella tambiÈn disminuye aunque su luminosidad permanece casi constante. En estas condiciones se forman molÈculas y granos de polvo, no sÑlo de silicio y de carbono sino tambiÈn hidrocarburos que luego constituirÀn el polvo interestelar. Las estrellas de baja masa pierden poco a poco la envoltura que las rodea, dejando al descubierto capas de material caliente que excita el gas de forma similar a lo que ocurre en las nebulosas con formaciÑn estelar. Es entonces cuando se crea una nebulosa planetaria. Estos objetos, que nada tienen que ver con planetas (el nombre deriva de que al observarse con pequeßos telescopios parecen pequeßos discos), constituyen una de las clases mÀs atractivas del firmamento no sÑlo por sus colores sino sobre todo por las caprichosas pero ordenadas formas que suelen adquirir. En estos aspectos tambiÈn queda aÇn mucho por investigar, puesto que sÑlo a veces se puede explicar el origen de tan diversas morfologÌas. La nebulosa planetaria mÀs famosa es M 57, la nebulosa del Anillo, perdida entre dos de las estrellas brillantes que conforman el cuerpo de la Lira de Orfeo. El gas de la estrella se expande poco a poco, alejÀndose y dispersÀndose en el espacio en un perÌodo mÀximo de 100.000 aßos, dejando libre el nÇcleo desnudo de la estrella moribunda. Estos objetos, que se conocen como enana blancas, son muy compactos y sÑlo pueden estudiarse empleando las ecuaciones de la MecÀnica QuÀntica: es la gran densidad de electrones lo que impide su colapso gravitatorio y la mantiene estable. El Sol terminarÀ sus dÌas como nebulosa planetaria dentro de unos 5.000 millones de aßos y su nÇcleo formarÀ una enana blanca. Las estrellas mÀs masivas, a partir de 8 veces la masa del Sol, son lo suficientemente grandes como para elevar mucho sus temperaturas y densidades internas, por lo que el helio (el deshecho de la quema del hidrÑgeno) puede fusionarse en elementos mÀs pesados, como oxÌgeno o carbono. Estos nuevos elementos, a su vez, pueden llegar a combinarse en las partes mÀs internas de la estrella en otros mÀs pesados como neÑn, magnesio, sodio y silicio creÀndose una estructura en capas similar a una cebolla. En este proceso la estrella ha ampliado enormemente su tamaßo, formando una supergigante roja. Antares, la estrella mÀs brillante de la constelaciÑn del EscorpiÑn, es un buen ejemplo de este tipo de estrellas. Precisamente su nombre deriva de anti-marte (el dios romano Marte es Ares en la mitologÌa griega) porque su color rojizo rivaliza con el de este planeta. Y justamente las capas externas de Antares sobrepasarÌan la Ñrbita de Marte si estuviese en el lugar del Sol. Otras supergigantes rojas tienen un tamaßo aÇn mayor: Betelgeuse, la brillante estrella rojiza en el hombro occidental de OriÑn, es tan grande que sus capas externas llegarÌan hasta Saturno. El nÇcleo estelar de las supergigantes rojas estÀ constituido por hierro, el elemento mÀs estable de la naturaleza, que no puede fusionarse porque su combustiÑn absorberÌa energÌa en vez de crearla. Llega un momento en que este nÇcleo se colapsa y toda la estrella explota en una titÀnica explosiÑn: se ha producido una supernova. El resto del nÇcleo estelar constituye una estrella de neutrones o un agujero negro, objetos exÑticos muy apetecibles para la ciencia ficciÑn a la par que muy complicados de entender. A finales de junio del aßo 1054 apareciÑ una estrella muy brillante en la constelaciÑn de Tauro. Fue registrada por los minuciosos astrÑnomos chinos, quienes seßalaron que era unas 4 veces mÀs brillante que el propio planeta Venus y permaneciÑ observable a plena luz solar durante 23 dÌas. Por ende, era el

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Figura 5. La nebulosa del Cangrejo (M 1), localizada en la constelaciÑn zodiacal de Tauro, constituye los restos de una titÀnica explosiÑn de supernova acaecida en el aßo 1054. Esta imagen, obtenida con el telescopio IAC80, muestra la estructura caÑtica y filamentosa del hidrÑgeno ionizado (H, en rojo) que quedÑ despuÈs de explosiÑn. A la derecha, pictograma dejado por los indios Anasazi en el CaßÑn del Chaco (Nuevo MÈxico, Estados Unidos) y que se cree representa la explosiÑn de supernova que originÑ la nebulosa del Cangrejo.

objeto mÀs brillante del cielo tras el Sol y la Luna. Se pudo seguir observando de noche durante un par de aßos mÀs. Hoy sabemos que esa estrella brillante repentina marcaba el fin de una estrella masiva que explotÑ como supernova. El famoso astrofÌsico Edwin Hubble fue el primero que sugiriÑ que los restos de esta colosal explosiÑn forman la Nebulosa del Cangrejo: si se rebobina la pelÌcula de la expansiÑn de la nebulosa, se encuentra que todo el material estaba junto hacia el 1050. SegÇn parece, la explosiÑn tambiÈn se observÑ desde las vastas llanuras de AmÈrica del Norte Occidental, la primera vez muy cerca de una finÌsima luna menguante. Existe la leyenda de que un curioso pictograma de los indios Anasazi que representa una luna creciente, una estrella brillante, una mano y, cerca, el grabado de un Sol, es una representaciÑn de la supernova que originÑ la nebulosa del Cangrejo. Pero, sin datos adicionales, sÑlo podemos quedarnos con que esta historia es una especulaciÑn simpÀtica: quizÀs sÌ es, pero quizÀs no. Esto diferencia la Ciencia de la pseudociencia: dudamos, no aceptamos algo sÑlo porque nos lo parezca, aunque todo apunte a que fuera asÌ, sino que necesitamos las pruebas necesarias para concretar los hechos. Nos encantarÌa creer, al menos pienso yo, que el dibujo representase tal extraordinario acontecimiento cÑsmico. Pero sin ese algo adicional sÑlo es una mera elucubraciÑn Aunque a mÌ no deja de sorprenderme que este brillante astro no fuese recogido por los astrÑnomos europeos. ¿Demasiadas guerras por entonces? ¿DebÌa el cielo permanecer puro e inmutable? A veces me estremezco al pensar que sÑlo unos pocos aßos antes de tan extraordinario suceso habÌa sucumbido el Califato de CÑrdoba, donde existÌa una cultura cientÌfica y astronÑmica puntera para su Època. Muchos de los nombres Àrabes de las estrellas que han llegado hasta nuestros dÌas fueron dados en esta ciudad a orillas del Guadalquivir. No obstante, sea como nebulosa planetaria o como resto de supernova, los materiales sintetizados en el interior de las estrellas retornan al medio interestelar, enriqueciendo el medio galÀctico con materiales mÀs pesados. Mientras que las estrellas de masa baja e intermedia liberan helio, carbono, nitrÑgeno e incluso hierro si se produce la explosiÑn de una enana blanca que roba material a una estrella compaßera, las estrellas mÀs masivas son la principal fuente de oxÌgeno, neÑn, sodio, cloro, magnesio, argÑn, silicio, azufre, calcio e hierro. Cuando una estrella masiva explota como supernova se crean elementos quÌmicos aÇn mÀs pesados, como nÌquel, cobalto, plata, oro, platino, estaßo, mercurio o uranio. Algunos de estos nÇcleos atÑmicos son radiactivos y se transmutarÀn en otros elementos con el paso del tiempo. Todos estos elementos quÌmicos se mezclan con el difuso gas interestelar, creando nuevas nebulosas de las que se originarÀn nuevas estrellas a partir de los restos de estrellas anteriores. Es el ciclo de evoluciÑn estelar, irreversible puesto que en cada nuevo comienzo el material es mucho mÀs rico y diverso en elementos quÌmicos. Tras unos pocos ciclos los nuevos soles, enriquecidos quÌmicamente con todos los desechos de las generaciones de estrellas anteriores, pueden tener planetas a su alrededor. Incluso llega un momento en el que la quÌmica es tan variada que se crean molÈculas inorgÀnicas, algunas ricas en carbono. Con el tiempo, las molÈculas orgÀnicas se combinan para formar entes mÀs sutiles, naciendo asÌ la vida. La vida tambiÈn evoluciona, alcanzando niveles de conciencia sobre su propio ser y el mundo que la rodeaba, sin

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Figura 6. Nebulosa del Cuarto Creciente, NGC 6888, ionizada por la estrella Wolf-Rayet WR 138 (la brillante en el centro de la imagen). Los fuertes vientos estelares configuran esta estructura caÑtica y altamente inhomogÈnea, con filamentos y grumos de materia alrededor de la estrella central. Imagen obtenida con el telescopio 2.5m INT combinado exposiciones en los filtros B (azul), [O III] (verde) y H (rojo).

ser consciente de que el hidrÑgeno de las molÈculas de agua que necesitaba para vivir se habÌa formado en el inicio del Universo, que el oxÌgeno que respiraba se habÌa creado en el interior de una estrella muerta hacÌa miles de millones de aßos y que el oro de sus valiosas joyas rituales era consecuencia de las violentas reacciones nucleares que ocurrieron hace eones durante la explosiÑn de una supernova en el otro lado de la Galaxia. La importancia de las estrellas masivas Entre todas las estrellas y a pesar de su reducido nÇmero (por cada estrella de masa 20 veces la solar existen cien mil estrellas como el Sol) y corto tiempo de vida (pocos millones de aßos en comparaciÑn con los 10000 millones de aßos del Sol), las estrellas masivas juegan un papel fundamental sobre el medio interestelar y la evoluciÑn de las galaxias. En primer lugar, estas estrellas son las que excitan el gas nebular que podemos observar a ingentes distancias en lejanas galaxias. En segundo, influyen extraordinariamente sobre el medio circundante, no sÑlo porque al final terminan explotando como supernova sino porque en sus fases finales desarrollan unos poderosos vientos estelares. Por Çltimo, enriquecen el medio interestelar al retornar el material procesado en su interior a lo largo de toda su vida sino tambiÈn durante las explosiones de supernova. AdemÀs, se cree que las primeras estrellas del universo, nacidas sÑlo 200 millones de aßos tras el Big Bang y constituidas Çnicamente de hidrÑgeno y helio, eran muy masivas y tras su rÀpida muerte contaminaron pronto las galaxias con los nuevos elementos quÌmicos sintetizados en sus hornos nucleares. Las estrellas muy masivas son particularmente interesantes. Estrellas con masas superiores a 25 veces la del Sol atraviesan una peculiar fase despuÈs de ser supergigantes rojas y antes de explotar como supernova, desarrollando unos poderosos vientos que literalmente pelan la estrella. Son las estrellas Wolf-Rayet, objetos que pierden el equivalente a una vez la masa del Sol en sÑlo unos pocos cientos de miles de aßos. El gas circundante que se expande a altas velocidades estÀ excitado por la intensa radiaciÑn que emiten las capas estelares mÀs internas, mostrando elementos quÌmicos como helio, oxÌgeno, carbono y nitrÑgeno, los productos de la nucleosÌntesis estelar. Las estrellas Wolf-Rayet son extremadamente escasas: en nuestra Galaxia sÑlo se conocen 298, y sus edades no son superiores a 6 millones de aßos, aunque la fase Wolf-Rayet sÑlo dura poco mÀs de 500.000 aßos. AÇn asÌ, estas estrellas modifican en gran medida su ambiente circundante y son fundamentales a la hora de conseguir una teorÌa consistente de la evoluciÑn estelar, pudiÈndose observar en intensos brotes de formaciÑn estelar en galaxias muy lejanas a nosotros. Incluso parece que las estrellas W olf-Rayet muy masivas son las progenitoras de las explosiones mÀs energÈticas observadas actualmente a distancias cosmolÑgicas, las explosiones de rayos gamma o GRBs (por sus siglas en inglÈs).

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Figura 7. Dos galaxias espirales. A la izquierda, M 96 en Leo, localizada a 41 millones de aßos luz. Imagen obtenida con el telescopio IAC 80 del Observatorio del Teide. Derecha, la espectacular estructura espiral de la galaxia M 101 es evidente en esta imagen conseguida con el Telescopio ñptico NÑrdico (2.56m NOT), en La Palma. Localizada a 24 millones de aßos luz en la constelaciÑn de la Osa Mayor, posee muchas regiones con formaciÑn estelar: todas las zonas rosadas de la imagen son nebulosas en esta galaxia. Imagen obtenida combinado exposiciones en los filtros B (azul), R (verde) y H (rojo).

El reino de las galaxias Todas las estrellas, planetas, nebulosas y cÇmulos estelares que cualquier noche vemos en el firmamento pertenecen a nuestra Galaxia, la VÌa LÀctea. Las galaxias son colecciones de miles de millones de estrellas, gas y polvo, unidas por la acciÑn de la gravedad. La galaxia mÀs cercana a la VÌa LÀctea, sin contar las Nubes de Magallanes y otras pequeßas galaxias enanas satÈlites, es la Gran Galaxia de AndrÑmeda, M 31. Se puede distinguir a simple vista en noches oscuras, allÀ en la constelaciÑn de AndrÑmeda. Es el objeto mÀs lejano que podemos ver a simple vista: la luz de esa diminuta mancha blanquecina es la uniÑn de mÀs de trescientos mil millones de soles a dos millones doscientos mil aßos luz de nuestro planeta. Si en el mundo de las estrellas nos cuesta entender las ingentes distancias siderales, aÇn mÀs difÌcil es hacerse una idea de la compleja enormidad y soledad en el reino de las galaxias. Comparado con la majestuosa vastedad del Universo, la galaxia de AndrÑmeda y nuestra VÌa LÀctea estÀn prÀcticamente en el mismo sitio. En realidad, existe otra galaxia que se puede llegar a ver a simple vista si el cielo es extraordinariamente oscuro y se posee una vista de lince: la Galaxia del TriÀngulo, M 33. El tamaßo de este objeto en el cielo es mucho mayor que el tamaßo con el que vemos la Luna o el Sol. Se encuentra a poco menos de 3 millones de aßos luz y es otro universo-isla en el que las estrellas nacen, viven y mueren. Estas tres galaxias, la de AndrÑmeda, la VÌa LÀctea y la del TriÀngulo, junto con mÀs de una treintena de galaxias enanas, constituyen el Grupo Local de Galaxias, nuestra pequeßa parcela en el Universo. MÀs allÀ, entramos en el frÌo y solitario vacÌo intergalÀctico, encontrÀndonos aquÌ y allÌ aglomeraciones de galaxias y grupos de galaxias de distinto tipo y que han sufrido evoluciones muy distintas. El Grupo Local se mueve, por acciÑn gravitatoria, hacia el CÇmulo de Virgo, localizado a unos 50 millones de aßos luz y compuesto por mÀs de mil galaxias. El cÇmulo de Virgo es la regiÑn mÀs densa del SupercÇmulo Local, un agregado de mÀs de 50 cÇmulos y grupos en el que se incluye nuestro ya diminuto Grupo Local. El movimiento de las galaxias revela que parte de este supercÇmulo se mueve hacia otro supercÇmulo, el de Hidra-Centauro, a 140 millones de aßos luz. Y aÇn mÀs allÀ siguen existiendo mÀs y mÀs galaxias, formando regiones complejas de grandes supercÇmulos y gigantescos vacÌos, constituyendo la estructura a gran escala del Universo. Aunque se calcula que existen mÀs de cien mil millones de galaxias en el Universo, cada una con un nÇmero promedio de cien mil millones de estrellas, todas pueden clasificarse en pocas categorÌas. En realidad, bÀsicamente en tres tipos: galaxias espirales, galaxias elÌpticas y galaxias irregulares. Dentro de estas clases existen subdivisiones, como las galaxias espirales barradas, las galaxias lenticulares o las galaxias esferoidales enanas. La VÌa LÀctea es una galaxia espiral, nosotros vivimos entre dos de sus brazos externos, a unos 30.000 aßos luz de distancia de su centro. Las galaxias espirales se identifican porque poseen un disco en rotaciÑn donde se crean los brazos espirales y se concentran las estrellas mÀs jÑvenes y las regiones de formaciÑn estelar, junto con mucho polvo interestelar. Coexisten con estrellas mÀs evolucionadas que se crearon mucho tiempo atrÀs y aÇn no han desaparecido. Este tipo de galaxias poseen mucho gas hidrÑgeno, que puede dar lugar al nacimiento de mÀs y mÀs estrellas. Por el contrario, las galaxias elÌpticas apenas poseen gas y estÀn dominadas por estrellas mÀs viejas y evolucionadas, sin rastro de estrellas jÑvenes. AsÌ, los colores de las galaxias espirales son azulados, mientras que las galaxias elÌpticas muestran tonalidades mÀs rojizas.

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Figura 8. Dos galaxias starbursts cercanas. A la izquierda, la galaxia del Cigarro, M 82, en la constelaciÑn de la Osa Mayor, localizada a unos 12 millones de aßos luz. Imagen obtenida por el telescopio de 0.9m de Kitt Peak (Estados Unidos) combinando exposiciones en los filtros los filtros B (azul), R (verde) y H (rojo). Destaca el intenso viento galÀctico que posee M 82. En su centro se han observado multitud de supercÇmulos estelares. A la derecha, la zona central de la galaxia NGC 5253 observada por el Telescopio Espacial Hubble. Esta galaxia, situada a unos 11 millones de aßos luz, posee una gran cantidad de estrellas Wolf-Rayet y ha sido profundamente analizada en esta tesis doctoral. La imagen en color es combinaciÑn de distintas exposiciones en filtros ultravioleta (azul, revelando una gran cantidad de estrellas jÑvenes y masivas), [O III] (verde) y H (rojo).

Las galaxias starbursts Una de las formas mÀs Çtiles de caracterizar a una galaxia es mediante el estudio de la actividad de formaciÑn estelar y el nÇmero de estrellas jÑvenes que alberga. Los casos mÀs extraordinarios son las galaxias starbursts, objetos donde la formaciÑn estelar es tan elevada que las estrellas jÑvenes dominan completamente su aspecto. Los starbursts crean estrellas a un ritmo tan alto que el gas disponible se agotarÌa en un tiempo muy pequeßo comparado con la edad del Universo. FenÑmenos comunes en galaxias starbursts son la existencia de supercÇmulos estelares, vientos galÀcticos (como en la famosa galaxia del Cigarro, M 82, localizada en la constelaciÑn de la Osa Mayor) e incluso la existencia de interacciones entre galaxias. Muchos starbursts muestran una gran cantidad de estrellas del tipo WolfRayet, indicando que la formaciÑn estelar ha sido muy reciente, inferior a 6 millones de aßos (que es el tiempo mÀximo antes de que las estrellas masivas que atraviesan la fase W olf-Rayet exploten como supernovas) y que ha creado este tipo de estrellas masivas. A estos objetos se les denomina galaxias Wolf-Rayet. En cierta forma, las galaxias starbursts son nebulosas gigantes, por lo que para estudiarlas se deben utilizar las mismas tÈcnicas empleadas para el anÀlisis nebular. Esto permite la determinaciÑn mÀs o menos sencilla de la cantidad de elementos quÌmicos, como oxÌgeno, nitrÑgeno, azufre, neÑn y hierro, presentes en ellos, informÀndonos del estado evolutivo de las galaxias en el momento actual. Este anÀlisis es imposible de realizar en galaxias que no muestren formaciÑn estelar o sea muy escasa. Galaxias en las que se hayan sucedido un nÇmero mayor de ciclos de formaciÑn estelar serÀn mÀs ricas en estos elementos quÌmicos. AsÌ, las galaxias starbursts pobres en metales son especialmente vitales puesto que nos permiten analizar objetos muy poco evolucionados en comparaciÑn con el Sol y nuestra Galaxia, proporcionando fuertes restricciones a las teorÌas de evoluciÑn galÀctica. Por lo tanto, el estudio de los starbursts nos permite comprender no sÑlo la evoluciÑn quÌmica de las galaxias sino la propia evoluciÑn estelar. AdemÀs, se cree que casi todas las galaxias han pasado en algÇn momento por la fase starburst, siendo muy importantes al principio del Universo, cuando se crearon las primeras galaxias y estrellas. Precisamente, los modelos actuales de formaciÑn de galaxias predicen que la mayorÌa se han formado a partir de fusiones de galaxias enanas. Incluso las galaxias elÌpticas parecen ser los restos de la fusiÑn de galaxias del tipo espiral. Las fusiones e interacciones entre galaxias inducen profundas transformaciones en el aspecto y el movimiento de los objetos involucrados. Cuando dos galaxias chocan, las estrellas de una y de otra pasan cerca pero rara vez llegan a chocar. Son las increÌbles fuerzas gravitatorias de cada galaxia, unidas al movimiento particular de cada sistema, las que distorsionan y comprimen las galaxias, creÀndose largas colas de marea y terminando fundiÈndose todo el material en una Çnica galaxia. Las interacciones entre galaxias son especialmente evidentes cuando se observa el hidrÑgeno atÑmico, visible Çnicamente usando radiotelescopios, puesto que es mucho mÀs extenso que la componente estelar y se distorsiona con mucha mÀs facilidad. AdemÀs, la compresiÑn del gas durante las interacciones de galaxias provoca que se formen muchas estrellas, desatando importantes starbursts. Precisamente, las
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Figura 9. Varias de las galaxias Wolf-Rayet analizadas en esta tesis. En la fila superior, comenzando por la izquierda, Mkn 1199, SBS 1054+365 y Mkn 5. En la fila intermedia se muestran el grupo de galaxias HCG 31 con el intenso starburst de NGC 1741 (zona central), SBS 1319+579 y Arp 252. En la fila inferior aparecen las galaxias III Zw 107, Tol 9 e IRAS 08208+2816. Los fenÑmenos de interacciÑn entre galaxias son evidentes en Mkn 1199, HCG 31, Arp 252, III Zw 107, Tol 9 e IRAS 08208+2816.

galaxias starbursts mÀs brillantes conocidas (denominadas LIRG, acrÑnimo en ingles de galaxias luminosas en infrarrojo) son en realidad la fusiÑn de dos galaxias. Las interacciones y fusiones de galaxias son fundamentales a la hora de conocer la evoluciÑn dinÀmica de las galaxias. En realidad, son las galaxias enanas las que dominan en el Universo, siendo mÀs importantes aÇn a distancias cosmolÑgicas mayores. No obstante, es difÌcil comprender el disparo de la formaciÑn estelar en este tipo de objetos. Especialmente, no se comprende aÇn cÑmo algunas galaxias enanas experimentan a veces brotes de formaciÑn estelar tan energÈticos. Pero sÌ se tienen pistas: las interacciones entre galaxias disparan la formaciÑn estelar. ¿De quÈ va entonces esta tesis doctoral? QuizÀs, la principal diferencia entre la AstrofÌsica y el resto de las Ciencias es que el conocimiento de los objetos astronÑmicos sÑlo se consigue mediante la observaciÑn. La AstrofÌsica no puede hacer experimentos. ¿Podemos crear una estrella, conseguir las bajas densidades existentes en las nebulosas o simular una explosiÑn de supernova? Los astrÑnomos emplean instrumentos extremadamente sensibles para recoger pacientemente la luz de las estrellas y las galaxias distantes, esperar hasta el prÑximo paso de un cometa o un asteroide, mirando en la oscuridad del espacio. La informaciÑn astronÑmica se obtiene analizando la radiaciÑn electromagnÈtica que recibimos del Universo. Empleamos todo el espectro electromagnÈtico, desde los energÈticos rayos gamma a las ondas de radio. Es cierto que existen otros pocos mÈtodos para estudiar el Cosmos (el anÀlisis de meteoritos y rocas lunares o la detecciÑn de rayos cÑsmicos, neutrinos o incluso ondas gravitatorias si Èstas existen realmente) pero la principal herramienta
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que tenemos para investigar estrellas, nebulosas y galaxias es su luz. Y es una herramienta muy poderosa. El anÀlisis de la radiaciÑn electromagnÈtica que nos llega de los objetos astrofÌsicos permite determinar sus propiedades fÌsicas (tamaßos, masas, densidades, temperaturas, movimiento) y quÌmicas (cantidad de elementos quÌmicos, grado de excitaciÑn del gas).. En esta tesis analizo la luz emitida por una clase de galaxias con formaciÑn estelar, las denominadas galaxias W olf-Rayet, en las que se detectan estrellas masivas. Estas estrellas ionizan el medio interestelar circundante, creando nebulosas gigantes. El objetivo es estudiar las propiedades morfolÑgicas, fÌsicas y quÌmicas de estas galaxias para conocer su actividad de formaciÑn estelar, poblaciones estelares, estado evolutivo y sus relaciones con el medio en el que se encuentran para obtener pistas sobre el mecanismo disparador de los intensos brotes de formaciÑn estelar que se observan en ellos y, de esta forma, ampliar nuestro conocimiento sobre la evoluciÑn de las galaxias. Como hemos visto, las estrellas W olf-Rayet sÑlo viven durante muy poco tiempo, por lo que galaxias que muestren el rasgo de estas estrellas masivas son objetos ideales para buscar el mecanismo disparador de la formaciÑn estelar, especialmente en galaxias enanas. Si realmente un objeto externo ha inducido la formaciÑn estelar en una galaxia enana, deberÌa encontrarse aÇn cerca del brote y su interrelaciÑn podrÌa ser muy evidente. Y Èste es el estudio que presento en la tesis doctoral, el anÀlisis detallado de una muestra de galaxias W olf-Rayet a la caza y captura de objetos enanos cercanos o indicios de que ha sufrido interacciones con otras galaxias externas. Y de ahÌ el tÌtulo de la tesis, formaciÑn de estrellas masivas en galaxias Wolf-Rayet enanas. AdelantÀndome al final, avanzarÈ que de las 20 galaxias que analizo, 16 de ellas presentan signos inequÌvocos de interacciÑn: morfologÌas extraßas, diferencias quÌmicas notables dentro del mismo objeto, movimientos que sÑlo se pueden explicar por las perturbaciones de marea o falta de gas atÑmico, indicando el extraordinario papel que juegan las interacciones con o entre galaxias enanas en el disparo de la formaciÑn estelar masiva en galaxias W olf-Rayet. èsta es mi pequeßa contribuciÑn al conocimiento cientÌfico. Por ahora, porque mi propia investigaciÑn no ha hecho mÀs que comenzar. Reflexiones al amanecer Pero ya toca irse a dormir. El resplandor que vemos hacia el Este, junto con una finÌsima luna menguante y el planeta Venus como Lucero del Alba nos indican que la salida del Sol estÀ prÑxima. Esta noche hemos observado estrellas y nebulosas, galaxias y cÇmulos estelares, y sondeado un poco mÀs allÀ en los confines del Universo. QuizÀs ahora no parezca que estos conocimientos tienen utilidad prÀctica. Pero la Ciencia involucrada en todo el proceso sÌ la tiene y la ha tenido a lo largo de la Historia. Ahora vivimos mÀs cÑmodos y mejor que hace mil aßos gracias al esfuerzo continuo de generaciones de cientÌficos que se han atrevido a ir mÀs allÀ, cuestionando verdades aparentemente inmutables e indagado en los misterios del Cosmos desde un punto de vista objetivo. A veces nuestras hipÑtesis sobre el Universo no han sido correctas y esto puede, debe, ocurrir de nuevo. Ayer PlutÑn se designaba como planeta y hoy se considera que es un objeto enano como otros muchos cuerpos que orbitan el Sistema Solar. QuizÀs maßana o dentro de cien aßos nuestros modelos actuales no expliquen las observaciones o algÇn experimento, por lo que tendrÀn que desarrollarse nuevas teorÌas fÌsicas que los sustituyan. Es el avance de la Ciencia. Es la Cultura de la Humanidad. El Universo es comprensible, sin necesidad de magia o Àngeles. Todo lo que vemos es la manifestaciÑn de unas 100 combinaciones de 3 Çnicas partÌculas: protones, neutrones y electrones. Las reacciones quÌmicas darÀn lugar a la diversidad de fenÑmenos que encontramos a nuestro alrededor. Excepto el hidrÑgeno y un poco de helio, el resto de los elementos quÌmicos se han sintetizado en esas gigantescas cocinas cÑsmicas que son las estrellas o se han creado en las violentas explosiones de supernova. Y las leyes de la Naturaleza son universales: se cumplen tanto aquÌ como en la otra punta de nuestro Cosmos. Esto es vÀlido para las cuatro interacciones fundamentales de la Naturaleza: la gravitatoria, la electromagnÈtica y las nucleares fuerte y dÈbil. Los seres humanos siempre hemos buscado las respuestas a las preguntas existenciales sobre ¿quiÈnes somos? o ¿dÑnde estamos? Es la bÇsqueda de nuestros propios orÌgenes, de nuestra esencia mÀs profunda. Nadie es indiferente a ello. Y ahÌ arriba, entre las estrellas, estÀn las respuestas.

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