EL UNIVERSO

Las culturas primitivas tenían una imagen geocéntrica del mundo, con la Tierra, en general plana, sostenida de diversas maneras (sobre elefantes, tortugas, etc.) y con los astros y las estrellas visibles suspendidos de un techo superior y alejado.

Aristóteles supuso el mundo formado por cuatro elementos (tierra, agua, aire y fuego) dispuestos en esferas geocéntricas, alrededor de las cuales otras esferas transparentes que contenían la Luna, el Sol, los planetas y las estrellas fijas, giraban independientemente alrededor de un eje que pasara por la estrella Polar.

Los trabajos de Copérnico, Galileo, Kepler y Newton establecieron la dinámica que permitió considerar, sin duda alguna, que los planetas giraban alrededor del Sol. A partir de ese momento, el Sol era una estrella más. Así mismo, Galileo comprobó que la Vía Láctea era un conjunto de millones de estrellas demasiado alejadas y numerosas para ser distinguidas a simple vista.

Galaxias

Sin embargo, los bloques básicos del universo no son los cien trillones de estrellas existentes. En 1924, Edwin Hubble observó, por medio de un potente telescopio, que la nebulosa de Andrómeda estaba formada por estrellas individuales, lo que la convertía en una galaxia de tamaño de la Vía Láctea y claramente distanciada de ella (algo más de 2 millones de años luz). Con posterioridad se comprobó que muchas nebulosas eran galaxias, de las cuales se considera que existe un centenar de miles de millones arracimadas en cúmulos de hasta decenas de miles (el “grupo local” tiene diecisiete, siendo las mayores la Vía Láctea y la Nebulosa de Andrómeda).

 

lasgalaxias2

 

Origen del universo

La mayoría de científicos supone que la dispersión actual del universo partió de una situación creada hace unos diez o veinte mil millones de años, cuando toda la materia y la energía que podemos constatar actualmente ocupaba una pequeña región, enormemente caliente, e inició una expansión (big bang) que no ha cesado y que todavía podemos advertir al observar que las galaxias se alejan unas de otras. La materia fue agrupándose en nubes de gas que giraban y que, lentamente, se convirtieron en conjunto de millones de puntos luminosos.

La vida de una estrella

Hace unos cinco mil millones de años, las partículas materiales que formaban una de aquellas nubes de gas (unas 1058) empezaron a colapsar (caer todas a la vez hacia una región central) debido a la mutua atracción gravitatoria. El súbito aumento de la densidad hizo proliferar las colisiones entre las partículas, lo cual produjo un incremento de temperatura que inicio las reacciones de fusión entre los núcleos de hidrógeno. La consiguiente emisión de energía en forma de fotones detuvo el proceso de contracción, y la nube gaseosa adquirió una forma esférica estable, siguió emitiendo energía luminosa y quedó formado nuestro Sol.

Como el Sol, las estrellas nacen en grupos de un mismo complejo globular (como podría ser la nebulosa de Orión) y, a partir de su formación, siguen después caminos diferentes en el interior de las galaxias debido a la rotación de éstas.

 

estrella

 

Cuando todo el hidrógeno de las capas internas se haya convertido en helio (dentro de unos cinco mil millones de años), el núcleo solar sufrirá un nuevo colapso gravitatorio y otro aumento de temperatura que permitirá el inicio de fusión de los núcleos de helio para formar carbono y nitrógeno. Mientras, las capas exteriores se expandirán hasta alcanzar la dimensión de la órbita terrestre (estrella gigante roja). Cuando finalice la fusión de helio, se expulsara la capa exterior, que producirá una nebulosa planetaria, mientras el núcleo solar se contraerá hasta unos miles de kilómetros de diámetro (estrella enana blanca), y seguirá brillando durante algunos miles de millones de años más hasta que se apague y aparezca como una enana negra.

Si la masa de una estrella es mayor que una vez y media la solar (límite de Chandrasekhar), la gigante roja correspondiente se convierte en una supernova, al expulsar la mayor parte de su masa en una explosión espectacular, durante la cual se forman elementos pesados, como el hierro. En el centro queda un núcleo compuesto de neutrones, tan próximos entre sí que la estrella de neutrones resultante tiene la densidad del núcleo atómico y un diámetro de unos quince kilómetros. Su rápida rotación (inferior, en muchos casos, a un segundo) hace que sus emisiones sean radioondas y rayos X pulsantes (púlsar). Desde 1967 han sido detectados centenares de púlsares.

En el caso de que la masa residual de la estrella sea superior a 3,6 veces la masa solar, se prevé que el proceso de contracción no cesará hasta que todas las partículas lleguen a ocupar un punto con densidad infinita. La fuerza de atracción gravitatoria impedirá que nada, ni tan sólo los fotones, salgan de una zona esférica (el horizonte de sucesos) centrada en el punto. La estrella se convertirá entonces en un agujero negro, que sería observable solamente a través de la atracción gravitatoria que ejercería sobre las masas próximas.

En general, el proceso evolutivo de una estrella es más rápido cuanto mayor sea su masa. Una estrella de gran masa puede llegar a su estado final en cien millones de años.

La evolución futura del universo puede seguir dos caminos: o bien la expansión continuara indefinidamente (universo abierto), o bien llegará un momento en que se detendrá y toda la materia y la energía iniciará una compresión hasta alcanzar una situación como la inicial (universo cerrado)

¡Si te gustó el artículo no dudes en dejarnos un comentario aquí abajo!

ARTICULOS RELACIONADOS

Deja un comentario

Tu dirección de correo electrónico no será publicada. Los campos obligatorios están marcados con *