Fundamentos de Cosmología

El Renacimiento y la Revolución Copernicana

Nicolás Copérnico demostró que los movimientos planetarios se explican mejor atribuyendo una posición central al Sol y no a la Tierra, rescatando la teoría heliocéntrica de Aristarco de Samos. La obra de Copérnico fue rápidamente incluida entre los libros prohibidos por la Iglesia. Johannes Kepler elaboró las tres leyes sobre el movimiento planetario aún vigentes hoy, acabando con el paradigma geocéntrico. En el siglo XX, entre 1915 y 1917, Albert Einstein dio a conocer su teoría general de la relatividad. Willem de Sitter fue el primero que elaboró un modelo acabado de un Universo en expansión.

La Teoría del Big Bang

La teoría del Big Bang afirma, en síntesis, que toda la energía del Universo se hallaba en el origen concentrada en un punto de tamaño infinitesimal, conocido como «Huevo Cósmico». Al explotar, alejándose en todas direcciones, y a medida que se enfriaba paulatinamente, la energía fue transformándose en materia, dando origen a las partículas elementales que conforman los «ladrillos» del Universo. La interacción de dichas partículas produjo los primeros núcleos atómicos y solo cientos de miles de años más tarde, cuando la temperatura había descendido hasta los 3.000 grados Kelvin y la velocidad de expansión era cada vez menor, lograron dichos núcleos capturar los electrones necesarios para formar átomos. Los átomos, atraídos por la fuerza gravitatoria, fueron poco a poco concentrándose, originando nubes de materia más densa, de las cuales surgirían las estrellas, las galaxias, los planetas y todos los cuerpos celestes.

El Efecto Doppler y la Expansión del Universo

El efecto Doppler se produce cuando una fuente de ondas se desplaza acercándose o alejándose de un espectador, el cual recibirá mayor o menor cantidad de ondas por unidad de tiempo según sea el sentido de desplazamiento de la fuente emisora. En 1929, Edwin Hubble estableció la llamada ley de recesión de las galaxias, según la cual la velocidad de alejamiento de las galaxias es directamente proporcional a la distancia en que se encuentran. Alpher, Herman y Gamow calcularon, en 1948, la temperatura a la que debería encontrarse el Universo en la actualidad (estableciendo unos pocos grados Kelvin). Con una antena (en referencia al descubrimiento de la radiación cósmica de fondo por Penzias y Wilson), se descubrió la radiación cósmica de fondo.

La Densidad del Universo y sus Posibles Destinos

Si la densidad de la materia del Universo está por encima de la denominada «densidad crítica», la gravedad del Universo irá frenando poco a poco la expansión. Es posible que el Universo se contraiga hasta un punto tan reducido como el original, lo que se conoce como Big Crunch. Si la densidad es igual a la densidad crítica, el Universo se expandirá eternamente, pero la velocidad de expansión tenderá a cero. Si la densidad está por debajo de la densidad crítica, la gravedad no será capaz de vencer la expansión, que será eterna y acelerada, llegando un momento en que la materia sea incapaz de «sujetar» a sus componentes, llegando así al Big Rip.

Composición del Universo: Materia y Energía Oscura

Más del 90% de la materia del Universo es «materia oscura». Hace unos 3.000 millones de años, la expansión se aceleró; la fuente de esa aceleración es la «energía oscura». Actualmente, se estima que el 65% corresponde a la energía oscura, el 30% a la materia oscura, y solo el 5% restante a la materia visible.

Hipótesis Planetesimal (Cuasicolisión)

La hipótesis planetesimal o de la «cuasicolisión» postula que el paso de una estrella cerca del Sol arrancó parte de la materia de nuestro astro rey, que quedó girando alrededor suyo, originando con el tiempo masas sólidas (planetesimales) y, posteriormente, planetas.

Ciclo de Vida Estelar

Nacimiento de una Estrella

El nacimiento de una estrella comienza con una nube de gas y polvo interestelar. En ella actúan dos tipos de fuerzas: las fuerzas de contracción, debidas a la atracción gravitatoria que tiende a unir y condensar toda la materia de la nube en su centro; y las fuerzas de dispersión, que proceden de dos fuentes: la fuerza centrífuga causada por el movimiento de rotación de la nube, que tiende a separar sus componentes, y la energía interna de la nube, debida a los choques cada vez más constantes entre partículas, la cual genera una presión que tiende a disgregarla.

Si las fuerzas dispersivas son mayores, la nube se deshace totalmente. Si las fuerzas de contracción dominan, la materia se acumulará cada vez más en el centro de la nube hasta formar un núcleo lo suficientemente denso y estable como para ser denominado protoestrella o embrión estelar. El proceso puede durar unos pocos millones de años.

Muerte de una Estrella

El destino final de una estrella depende de su masa inicial.

• Estrellas de baja masa (menor de 1,4 masas solares): Cuando la estrella quema todo su helio, no se producen más reacciones de fusión nuclear. La estrella, entonces, se enfría y palidece, convirtiéndose en una enana blanca. Ha muerto.
• Estrellas de masa intermedia (entre 1,4 y 8 masas solares): Evolucionan a gigantes rojas y luego expulsan sus capas externas formando una nebulosa planetaria, dejando atrás una enana blanca.
• Estrellas de alta masa (más de 8 masas solares): La inmensa fuerza de atracción gravitatoria es suficiente para que las reacciones de fusión continúen produciéndose, originando elementos cada vez más pesados en el núcleo (carbono, neón, oxígeno, silicio, azufre, fósforo, manganeso, hierro). Cuando el núcleo alcanza el hierro, la fusión cesa. La presión no puede contrarrestar la gravedad, produciéndose una contracción gravitacional que eleva la temperatura. Finalmente, el núcleo de la estrella se contrae bruscamente produciéndose el colapso (proceso denominado implosión). Esto forma una onda de choque que atraviesa toda la estrella a gran velocidad y genera una violenta explosión muy energética conocida como supernova.

Origen del Sistema Solar

Se distinguen dos tipos de teorías que tratan de explicar el origen del Sistema Solar: las catastrofistas, que plantean la hipótesis de un proceso violento como causa inicial, y las evolutivas, que postulan un proceso continuo y ordenado hasta llegar a su forma actual.

Teorías Catastrofistas

Georges-Louis Leclerc, conde de Buffon, propuso que el Sistema Solar era la consecuencia del choque entre el Sol y un cometa.

Teorías Evolutivas: La Hipótesis Nebular

En 1796, Pierre-Simon de Laplace propuso la primera teoría evolutiva conocida como hipótesis nebular, la cual afirma que en el origen existía una nube de gas y polvo en lenta rotación. Debido a la fuerza de atracción gravitatoria, fue contrayéndose a la vez que aumentaba su velocidad. El núcleo central se condensó en un protosol.

El mismo proceso, a menor escala, explicaría la formación de los satélites que giran alrededor de los planetas, justificando el hecho de que los planetas más pequeños no posean satélites.

Sin embargo, James Clerk Maxwell demostró matemáticamente que un anillo de materia gaseosa lanzado por un cuerpo en rotación jamás podría llegar a formar un cuerpo sólido, por lo que la hipótesis nebular original perdió fuerza y volvió a resurgir el punto de vista catastrofista temporalmente.