Universo - 3. Evolución

Origen y evolución del Universo

¿Cómo y cuándo empezó a existir el Universo que conocemos? ¿Siempre ha sido como ahora? Los astrónomos están convencidos en su gran mayoría de que el Universo surgió a partir de una gran explosión (Big Bang), ocurrida entre 13.600 y 13.850 millones de años antes del momento actual. Los primeros indicios de este hecho fueron descubiertos por el astrónomo estadounidense Edwin Hubble, en la década de 1920, cuando expuso que el Universo se está expandiendo y los cúmulos de galaxias se alejan entre sí. La teoría de la relatividad general propuesta por el famoso físico y astrónomo Albert Einstein también predice esta expansión. Si hacemos una "foto del Universo" en un momento dado, no vemos su estado actual, sinó su historia. La luz viaja a 300.000 km. por segundo. Incluso cuando miramos la Luna (el objeto celeste más cercano), la vemos como era hace algo más de un segundo.

¿Cómo se formó el Universo?

Edwin Hubble descubrió que el Universo se expande. La teoría de la relatividad general de Albert Einstein ya lo había previsto. ¿Qué había antes del Universo? La pregunta es del todo incorrecta si admitimos que el tiempo también empezó a contar con el Universo. Si no existía el tiempo, tampoco había un "antes". Los científicos intentan explicar el origen del Universo con diversas teorías, apoyadas en observaciones y unos cálculos matemáticos que resulten coherentes. Las más aceptadas son la del Big Bang y la teoría Inflacionaria, que se complementan entre si.   Teoría del Big Bang La teoría del Big Bang o gran explosión, supone que, hace entre 13.700 y 13.900 millones de años, toda la materia del Universo estaba concentrada en una zona extraordinariamente pequeña del espacio, un único punto, y explotó. La materia salió impulsada con gran energía en todas direcciones. Los choques que inevitablemente se produjeron y un cierto desorden hicieron que la materia se agrupara y se concentrase más en algunos lugares del espacio, y se formaron las primeras estrellas y las primeras galaxias. Desde entonces, el Universo continúa en constante movimiento y evolución. Esta teoría sobre el origen del Universo se basa en observaciones rigurosas y es matemáticamente correcta desde un instante después de la explosión, pero no tiene una explicación admisible para el momento cero del origen del Universo, llamado "singularidad".   Teoría inflacionaria La teoría inflacionaria de Alan Guth intenta explicar el origen y los primeros instantes del Universo. Se basa en estudios sobre campos gravitatorios fortísimos, como los que hay cerca de un agujero negro. La teoría inflacionaria supone que una fuerza única se dividió en las cuatro que ahora conocemos, produciendo el origen al Universo. El empuje inicial duró un tiempo prácticamente inapreciable, pero la explosión fue tan violenta que, a pesar de que la atracción de la gravedad frena las galaxias, el Universo todavía crece, se expande.

Fuerzas y movimientos

La gravedad es la fuerza de atracción entre objectos. En el Universo toda la materia se mueve a causa de ésta y otras fuerzas. La gravedad depende de la masa de los objectos y de la distancia que los separa. Cuanto más masa tienen y más cerca están, mayor es la fuerza. Cuando se separan el doble, la fuerza se reduce a un cuarto. La ley de la gravitación universal fue formulada por el físico británico Isaac Newton en el año 1684. Si dejáramos dos cuerpos con masa y en reposo, sin que actuase ninguna otra fuerza salvo su atracción, inevitablemente, chocarían. Pero en el Universo hay muchas "gravedades", actúan otras fuerzas y los cuerpos están en movimiento. Fuerzas fundamentales del Universo Hay cuatro fuerzas fundamentales, que determinan todas las formas de interacción de la materia: - interacciones nucleares fuertes, - interacciones nucleares débiles, - electromagnetismo y - gravitación. La gravedad es la más débil de las cuatro y la única que sólo actúa en un sentido. Los científicos especulan sobre si existe la complementaria. En 2015 se detectaron las primeras ondas gravitatorias de la historia, lo que abrió todo un universo de nuevas posibilidades. Movimientos Las estrellas, las galaxias y todo el Universo se mueven. Otra cosa es detectar el movimiento de algunos cuerpos, sobre todo, de los más lejanos. Se ha medido el movimiento de muchos objetos del Universo. Así sabemos que, para desplazarse una distancia aparente igual al diámetro de la luna, la estrella más cercana Alpha Centauro, necesita 506 años. Arturo necesita 815; Sirio, 1.410; Altair, 2.830; Capella, 4270 y Fomalhaut, más de 5.000. Se llama órbita la trayectoria de un objeto que gira alrededor de otro. El periodo orbital es el tiempo que el objeto tarda en completar una órbita. Parece que todos los objetos, en el espacio, orbitan alrededor de otros con más masa.

Evolución de las Estrellas

Las estrellas evolucionan durante millones de años. Nacen cuando se acumula una gran cantidad de materia en un lugar del espacio. El material se comprime y se calienta hasta que empieza una reacción nuclear, que consume la materia, convirtiéndola en energía. Las estrellas pequeñas la gastan lentamente y duran más que las grandes. Las teorías sobre la evolución de las estrellas se basan en pruebas obtenidas de estudios de los espectros relacionados con la luminosidad. Las observaciones demuestran que muchas estrellas se pueden clasificar en una secuencia regular en la que las más brillantes son las más calientes y las más pequeñas, las más frías. Esta serie de estrellas forma una banda conocida como la secuencia principal en el diagrama temperatura-luminosidad conocido como diagrama Hertzsprung-Russell. Otros grupos de estrellas que aparecen en el diagrama incluyen a las estrellas gigantes y enanas antes mencionadas.   La vida de una estrella El ciclo de vida de una estrella empieza como una gran masa de gas relativamente fría. La contracción del gas eleva la temperatura hasta que el interior de la estrella alcanza 1.000.000 °C. En este punto tienen lugar reacciones nucleares, cuyo resultado es que los núcleos de los átomos de hidrógeno se combinan con los de deuterio para formar núcleos de helio. Esta reacción libera grandes cantidades de energía, y se detiene la contracción de la estrella. Por un tiempo parece que se estabiliza. Pero cuando finaliza la liberación de energía, la contracción comienza de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar. En un momento dado empieza una reacción entre el hidrógeno, el litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la estrella. De nuevo se libera energía y la contracción se detiene. Cuando el litio y otros materiales ligeros se consumen, la contracción se reanuda y la estrella entra en la etapa final del desarrollo en la cual el hidrógeno se transforma en helio a temperaturas muy altas gracias a la acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear es característica de la secuencia principal de estrellas y continúa hasta que se consume todo el hidrógeno que hay. La estrella se convierte en una gigante roja y alcanza su mayor tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si sigue brillando, la temperatura del núcleo debe subir lo suficiente como para producir la fusión de los núcleos de helio. Durante este proceso es probable que la estrella se haga mucho más pequeña y, por tanto, más densa. Cuando ha gastado todas las posibles fuentes de energía nuclear, se contrae de nuevo y se convierte en una enana blanca. Esta etapa final puede estar marcada por explosiones conocidas como "novas". Cuando una estrella se libera de su cubierta exterior explotando como nova o supernova, devuelve al medio interestelar elementos más pesados que el hidrógeno que ha sintetizado en su interior. Las generaciones futuras de estrellas formadas a partir de este material comenzarán su vida con un surtido más rico de elementos pesados que las anteriores generaciones. Las estrellas que se despojan de sus capas exteriores de una forma no explosiva se convierten en nebulosas planetarias, estrellas viejas rodeadas por esferas de gas que irradian en una gama múltiple de longitudes de onda.

La expansión del Universo

El descubrimiento de la expansión del Universo empieza en 1912, con los trabajos del astrónomo norteamericano Vesto M. Slipher. Mientras estudiaba los espectros de las galaxias observó que, excepto en las más próximas, las líneas del espectro se desplazan hacia el rojo. Esto significa que la mayoría de las galaxias se alejan de la Vía Láctea ya que, corrigiendo este efecto en los espectros de las galaxias, se demuestra que las estrellas que las integran están compuestas de elementos químicos conocidos.  Si medimos el corrimiento del espectro de una estrella, podemos saber si se acerca o se aleja de nosotros. En la mayoría este desplazamiento es hacia el rojo, lo que indica que el foco de la radiación se aleja. Esto es interpretado como una confirmación de la expansión del Universo. En principio parece que las galaxias se alejan de la Vía Láctea en todas direcciones, dando la sensación de que nuestra galaxia es el centro del Universo. Este efecto es consecuencia de la forma en que se expande el Universo. Es como si la Vía Láctea y el resto de galaxias fuesen puntos situados sobre la superficie de un globo. Al inflar el globo, todos los puntos se alejan de nosotros.  La Ley de Hubble El astrónomo estadounidense Edwin Powell Hubble relacionó, en 1929, el desplazamiento hacia el rojo observado en los espectros de las galaxias con la expansión del Universo. Sugirió que este desplazamiento hacia el rojo, llamado desplazamiento hacia el rojo cosmológico, es provocado por el efecto Doppler y, como consecuencia, indica la velocidad de retroceso de las galaxias. Hubble también observó que la velocidad de recesión de las galaxias era mayor cuanto más lejos se encontraban. Este descubrimiento le llevó a enunciar su ley de la velocidad de recesión de las galaxias, conocida como la "ley de Hubble", la cual establece que la velocidad de una galaxia es proporcional a su distancia. La constante de Hubble o de proporcionalidad es el cociente entre la distancia de una galaxia a la Tierra y la velocidad con que se aleja de ella. Se calcula que esa constante está entre los 50 y 100 Km/s por megaparsec.