La c. se ocupa de estudiar el origen y evolución del universo, ya sea
considerándolo en su forma global o, de manera más concreta, como
constituido por objetos o sistemas astronómicos (v. ASTRONOMÍA II). Sin
duda, nuestro conocimiento actual del universo es insuficiente para poder
llegar a conclusiones cosmogónicas definitivas; pero, por otra parte, la
gran cantidad de datos acumulados por la ciencia no es tan desdeñable que
no permita emitir hipótesis más o menos aproximadas a la realidad, sobre
aspectos parciales del problema. En este sentido, se aprecia la
importancia que tiene el establecimiento de una cierta jerarquía de los
sistemas astronómicos.
En principio, puede suponerse que el universo está constituido por
galaxias (v.) y cúmulos de galaxias inmersas en el espacio. Cada galaxia,
a su vez, se compone de estrellas aisladas o formando asociaciones, nubes
o cúmulos, y espacio interestelar, en el que pueden distinguirse gases,
polvo, partículas de alta energía, etc. Finalmente, por analogía con
nuestro sistema solar, puede suponerse que cada estrella o sistema estelar
es el centro de un sistema planetario. En resumen, al referirse al origen
y evolución del universo, debe hacerse especial mención de las galaxias y
cúmulos de galaxias, de las estrellas, cúmulos de estrellas y estrellas
dobles, y del origen y evolución del sistema solar.
Edad del universo. Al hablar de la edad del universo se hace
referencia al tiempo transcurrido desde que comenzó la expansión cósmica,
sin poder afirmar o negar nada con respecto a un posible estado anterior.
En este aspecto, la versión más simple de la cosmología relativista
(modelo de Einsteinde Sitter), asigna a la edad del universo la magnitud
WI siendo H la constante de Hubble. De ahí que, si se considera I(Sandage),
se obtiene para dicha edad el valor To _ 8,6 X X 109 años. Por otra parte,
sabemos que cada serie radiactiva conduce a un isótopo (v.) diferente del
plomo, que tiene un periodo de formación bien determinado, por lo cual la
abundancia relativa de cada uno de estos isótopos en un mineral depende de
la edad del mismo. Medidas de este tipo, efectuadas con materiales
terrestres y meteoritos, arrojan valores del orden de 3,5 X 109 años, lo
que constituye un límite inferior. Sin embargo, la edad real no puede
exceder en mucho a esta cantidad, ya que aún existe uranio 235 sobre la
Tierra, por lo cual se estima que la edad de la Tierra y del sistema solar
es del orden de 5X109 años.
La determinación de la edad de nuestra galaxia se basa en el estudio
del diagrama de HertzsprungRussell, de su población estelar. En efecto,
cuando una estrella (v.) ha consumido una fracción de su combustible
nuclear se separa de la secuencia principal y se convierte en una gigante
roja. El tiempo necesario para esto puede determinarse si se conoce la
relación inicial de hidrógeno y helio. Por ej., si se parte de una
composición de hidrógeno puro, la edad de los cúmulos globulares y los
abiertos es del orden de 2 X 1010 años; en cambio, si se considera una
mezcla inicial más probable de 35% de He y 65% de H, se obtiene el valor
1010 años. Como vemos, dentro de la natural inseguridad de todas las
hipótesis admitidas, parece deducirse: 1° que la edad del universo es
aprox. To = 1010 años; 20 que los sistemas astronómicos más antiguos se
formaron al iniciarse la expansión. Formación y evolución de las galaxias.
Parece natural que la jerarquía del universo puede haberse producido por
fragmentaciones y contracciones sucesivas de una nube de gas única. Sin
embargo, las dificultades comienzan cuando se trata de compaginar la
realidad observable de los cúmulos de galaxias, galaxias, estrellas, etc.,
con los hipotéticos procesos que posiblemente hayan conducido a estas
fragmentaciones y contracciones, a partir de unas condiciones iniciales
asignadas al gas, en las que pueden influir el momento angular, la
densidad, la temperatura, la turbulencia, el campo magnético, etc. Entre
las diferentes teorías emitidas, pueden citarse las de Jeans, von
Weisácker y Hoyle. El primero introduce las nociones de inestabilidad
gravitacional y contracción, al tiempo que ha previsto la fragmentación;
pero si bien sus ideas generales siguen teniendo actualidad, los detalles
de su c. son ahora insostenibles.
Von Weisácker considera un gas inicial en un estado de turbulencia
supersónica, repartido en torbellinos de todos los tamaños, estableciendo
una analogía jerárquica entre el campo de velocidades de un fluido
turbulento y el campo de densidades en una galaxia. La turbulencia
facilita la inestabilidad gravitacional, lo que podría dar lugar a la
contracción; pero la turbulencia se amortigua en un tiempo mucho más corto
que la contracción isoterma, por lo cual es poco probable que tenga
influencia decisiva sobre ésta. Por otra parte, si las galaxias se forman
a partir de grandes torbellinos, tenderán a contraerse en discos, y aunque
se ha imaginado que la turbulencia transfiere el momento angular de las
partes internas a las externas, produciendo una condensación central y un
disco cada vez más estrecho y extendido, que acabará por escapar dejando
una masa esferoidal de rotación lenta (galaxia elíptica), dicha
transferencia de momento angular parece de difícil realización. Con todo,
la teoría de von Weisácker resulta muy sugestiva.
Hoyle, basándose en el hecho de que la energía específica de enlace
gravitatorio se mantiene entre valores de10111016 erg/gr para los cúmulos
de galaxias, galaxias, estrellas, sistema solar, etc., considera una nube
aislada de hidrógeno de densidad 101' gr/cm3 con una temperatura 1040K. En
este caso el teorema del virial demuestra que para toda masa M > 1,4 X
1010 M (masa del sol), la nube es susceptible de inestabilidad, por lo
cual se contraerá. Ahora bien, una nube de hidrógeno que se contrae
tenderá a alcanzar y mantener una temperatura = 104 °K, siempre que sea
transparente a sus propias radiaciones y en este caso tendrá una energía
de enlace = 1012 erg/gr dentro del margen mencionado. Por tanto, si la
contracción es isoterma, Hoyle sostiene que la nube se romperá en
fragmentos autogravitatorios susceptibles de mantener el equilibrio. El
proceso de contracción y fragmentación se repetirá hasta que algún proceso
se lo impida, como podría ser la opacidad del gas, cuando la nube alcance
una densidad suficiente, la rotación que por la fuerza centrífuga se opone
a la contracción, los campos magnéticos, etc. De todas formas existen aún
muchas cuestiones en la teoría de Hoyle que no tienen una clara
explicación o se oponen a determinados principios físicos, como sucede con
todas 11as teorías cosmogónicas.
Evolución estelar. Aun cuando parece bien establecido que la
escalatiempo de evolución de las estrellas más viejas es de unos 1010
años, existe evidencia de que durante los últimos 106108 años se han
formado estrellas, en nuestra galaxia, en aquellas regiones donde el polvo
y gas se encuentran en cantidades apreciables. Para la mayoría de los
astrónomos las estrellas se condensan en regiones de gas y polvo
interestelar, a través de complicados y no bien conocidos procesos, que
conducen a inestabilidad gravitacional, con contracciones y
fragmentaciones sucesivas. Sin embargo, Ambartsumian y su escuela,
basándose en observaciones y propiedades de las asociaciones de estrellas,
afirman que éstas se producen a partir de una cierta clase de materia
preestelar, probablemente mucho más densa que la de una estrella normal.
Cualquiera que sea el proceso que han seguido las estrellas en su
formación, es indudable que su evolución difiere notablemente de unas a
otras, según la masa y composición química inicial, de tal manera que la
velocidad de evolución es tanto mayor cuanto más grande es su masa.
Asimismo parece que los fenómenos de contracción dan lugar a un aumento
progresivo de la temperatura (y de la luminosidad), sobre todo en el
centro, produciéndose corrientes de convección en el interior de la
estrella, y dando comienzo las transformaciones de hidrógeno en helio, por
reacciones nucleares de las cadenas protónprotón y a través del ciclo del
carbono. En la subsiguiente fase de evolución estelar, las propiedades de
la estrella cambian de una forma mucho más lenta y su trayectoria se puede
seguir en el diagrama de HertzsprungRussell, donde pueden señalarse tres
tipos principales: las estrellas de la secuencia principal, las gigantes
rojas y las enanas blancas.
En las estrellas de la secuencia principal, el hidrógeno del núcleo
es convertido en helio en el interior de la estrella, y según que el
núcleo permanezca físicoquímicamente aislado o no de su envoltura, el
camino evolutivo es diferente. Si el desarrollo del núcleo de helio
resulta de una configuración inestable, a medida que se contrae
volviéndose más cálido y denso, la envoltura se expande considerablemente
convirtiéndose en una gigante roja. Su camino evolutivo posterior parece
depender de su masa, y, en estrellas de masa considerable, el comienzo de
degeneración en el núcleo que se contrae no es suficiente para detener la
contracción. Las temperaturas pueden alcanzar valores = 108°K,
originándose reacciones que convierten helio en carbono, oxígeno, neón,
magnesio, etc., en una serie de intrincadas reacciones en las que la
producción y captura de neutrones juega un importante papel, pudiendo
llegar en casos excepcionales a producirse una enorme explosión
(supernovas). La otra línea de evolución para estrellas menos masivas
parece conducir a las enanas blancas, en las que la materia se encuentra
en un estado de degeneración casi completa.
Las estrellas dobles muy próximas, que pertenecen a la población I y
cuyo origen suele explicarse por escisión rotatoria, se suponen formadas
en la misma época, pudiendo presentar, a causa de su diferente masa,
caminos evolutivos distintos, lo que permitirá esclarecer algunas
cuestiones de evolución estelar. Sin embargo, el problema es sumamente
complejo, pues en cualquier caso será necesario tener en cuenta el
intercambio de materia entre ambas estrellas. En cualquier teoría
evolutiva ha de poder explicarse la formación de las diferentes
poblaciones I y 11, el intercambio de materia entre las estrellas y el
medio que las rodea, el importante papel de la rotación y el momento
angular, etc.
Origen del sistema solar. Son muchos los autores que han emitido
hipótesis más o menos afortunadas sobre el origen del sistema solar. Entre
ellos puede citarse a Descartes, Buffon, Kant, Laplace, Bickerton,
Chamberlain, Moulton, Birkeland, Jeffreys, Berlage, Jeans, Russell,
Lyttleton, Alfvén, von Weisácker, Hoyle, Whipple, ter Haar, Kuiper, Urey,
Schmidt, etc. En la actualidad parece volverse a la teoría nebular,
emitida por Kant y Laplace, si bien teniendo presentes los más recientes
progresos (von Weisácker, ter Haar, Kuiper). En la determinación de la
edad de la Tierra y de los meteoritos, por medio de las series
radiactivas, se funda la evaluación de la época de formación del sistema
solar. La discusión de cualquier teoría se centra en la exactitud con que
es capaz de explicar un cierto número de hechos observados:a) La
regularidad en las órbitas de los planetas, casi circulares y coplanarias,
descritas en el sentido llamado directo.
b) La semejanza entre los sistemas de planetas y satélites, pues
muchos satélites tienen órbitas casi circulares (satélites regulares)
descritas en sentido directo y sensiblemente en el plano ecuatorial de su
primario. Frente a estas regularidades será necesario explicar la
existencia de movimientos retrógrados de rotación (Urano) u orbitales
(Júpiter VIII, IX, XI, XII, Saturno IX, Neptuno 1).
c) La ley de TitiusBode, ya expresada en la primitiva forma d,=a+2nb,
o en una mejor aproximación d„=do (1,89)^, siendo d„ la distancia
Solplaneta enésimo, y constantes los restantes valores.
d) Las diferencias físicoquímicas entre los planetas terrestres
(Mercurio, Venus, la Tierra, Marte) y los planetas gigantes (Júpiter,
Saturno, Urano, Neptuno), ya que los primeros, más próximos al Sol y con
pocos satélites, son más pequeños, más densos y de rotación más lenta.
e) El reparto del momento angular del sistema, pues mientras el Sol
tiene un 2%, sólo Júpiter ostenta un 60% del mismo.
Así se puede compaginar la composición y evolución de una primitiva
nebulosa en rotación con el conjunto de regularidades del sistema solar,
en tanto que el análisis de meteoritos y la composición de planetas y
satélites permiten inferir de forma más o menos convincente las
condiciones reinantes en dicha nebulosa, y los procesos de evolución de
estrellas muy jóvenes nos danuna explicación aproximada del momento
angular del Sol y el decrecimiento de la masa de los protoplanetas.
V t.: ESTRELLAS; GALAXIAS.
BIBL.: J. C. PECKER y E.
SCHATZMAN, Astrophysique générale, París 1959; J. LEQUEUX, Physique et
évolution des Galaxies, París 1967; L. GRATTON (ed.), Evoluzione delle
stelle, Nueva York y Londres 1963; R. JASTROW y A. G. W. CAMERON, Origin
ol the Solar System, Nueva York y Londres 1963; E. L. SCHATZMAN,
Estructura del Universo, Madrid 1968.
R. CID PALACIOS.
Cortesía de Editorial Rialp. Gran Enciclopedia Rialp,
1991
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