El Universo: Modelos, Origen y Composición
Modelos del Universo
Modelo Geocéntrico
Este modelo postulaba que la Tierra era el centro del universo, con el Sol, la Luna, los planetas y las estrellas girando a su alrededor. Sus principales defensores fueron:
- Aristóteles (384-322 a. C.): Filósofo griego, considerado durante siglos la máxima autoridad del saber, propuso este modelo geocéntrico.
- Ptolomeo (100-170 d. C.): Diseñó un modelo matemático para describir el movimiento de los astros alrededor de la Tierra, siguiendo órbitas circulares. Este modelo se mantuvo vigente durante casi 1500 años y fue aceptado como dogma de fe.
Modelo Heliocéntrico
Este modelo defendía que el Sol ocupaba la posición central, con la Tierra, la Luna, los planetas y las estrellas girando a su alrededor. Sus principales defensores fueron:
- Aristarco de Samos (310-230 a. C.): Estableció por primera vez el modelo heliocéntrico.
- Nicolás Copérnico (1473-1543): Realizó sólidos cálculos matemáticos que demostraban que los movimientos planetarios se explicaban mejor si se colocaba al Sol en el centro del universo. Publicó sus hallazgos al final de su vida por temor a las represalias eclesiásticas.
- Galileo Galilei (1564-1642): Considerado el iniciador del método experimental al utilizar por primera vez el telescopio de refracción. Descubrió las montañas de la Luna, cuatro satélites de Júpiter y que la Vía Láctea era un conglomerado de miles de estrellas.
- Johannes Kepler (1571-1630): Descubrió que las órbitas de los planetas no eran circulares, sino elípticas.
- Isaac Newton (1643-1727): Explicó la causa del movimiento de los astros que orbitan alrededor del Sol mediante su teoría de la Gravitación Universal.
Origen del Universo: El Big Bang
La teoría del Big Bang describe un universo en expansión, donde las galaxias se alejan entre sí. Si retrocedemos en el tiempo, llegamos a la conclusión de que el universo estaba concentrado en un punto de tamaño infinitesimal llamado «huevo cósmico», con una densidad y temperatura enormes. A partir de una expansión acelerada llamada «inflación cósmica», la energía comenzó a transformarse en materia según la ecuación de Einstein (E=mc²), dando origen a las partículas elementales (quarks). Posteriormente se formaron protones, neutrones, electrones, neutrinos y, finalmente, los primeros átomos de hidrógeno y helio. Millones de años después, estas masas de gas se compactaron formando estrellas y galaxias. Los elementos más pesados se crearon en el interior de las estrellas y se dispersaron por el cosmos a través de explosiones de supernovas.
Pruebas del Big Bang
- Desplazamiento al rojo (Efecto Doppler): El espectro luminoso de las galaxias más lejanas presenta un desplazamiento hacia el rojo, lo que indica que se están alejando de nosotros.
- Radiación cósmica de fondo de microondas: Radiación residual de la gran explosión inicial. La expansión del universo ha enfriado esta radiación hasta la frecuencia de microondas.
Final del Universo
El futuro del universo depende de la cantidad de materia que contiene, lo que determinará si la fuerza predominante es la atracción gravitatoria o la expansión:
- Densidad de materia mayor que la masa crítica: Gran Contracción (Big Crunch).
- Densidad de materia igual a la masa crítica: Expansión eterna y Gran Enfriamiento.
- Densidad de materia menor que la masa crítica: Gran Desgarramiento (Big Rip).
Composición del Universo
- 70% Energía oscura: Origen y naturaleza desconocidos. Causa la aceleración de la expansión del universo.
- 25% Materia oscura: Características desconocidas. Influye en la velocidad de las estrellas en las galaxias.
- 5% Materia visible: Estrellas, planetas, etc.
Detectores de Cuerpos Celestes
Cada astro emite una radiación cuya energía depende de su temperatura. Existen diferentes instrumentos para captar dicha radiación:
- Radioastronomía: Detecta las radiaciones menos energéticas. Permite la observación de radiogalaxias, púlsares y radiación cósmica de fondo.
- Astronomía infrarroja: Detecta longitudes de onda mayores, ideal para observar la formación de estrellas y discos protoplanetarios.
- Astronomía ultravioleta: Observa galaxias activas, novas, supernovas y el Sol. Se realiza desde satélites debido a la capa de ozono.
- Astronomía de rayos X y Gamma: Detecta las radiaciones más energéticas, producidas por eventos violentos como la formación de agujeros negros.
Nacimiento y Evolución de una Estrella
Las estrellas nacen en nebulosas, nubes de gas y polvo interestelar compuestas principalmente de hidrógeno. El proceso comienza con la rotación de la nube, concentrando la materia en una protoestrella. El aumento de temperatura en el núcleo inicia las reacciones termonucleares de fusión de hidrógeno en helio. En la formación de una estrella compiten dos fuerzas: la contracción gravitatoria y la expansión (causada por la fuerza centrífuga y la presión generada por los choques de partículas). El nacimiento de la estrella se produce cuando las fuerzas gravitatorias superan a las de expansión y comienzan las reacciones nucleares.
La evolución de una estrella consiste en transformar hidrógeno en helio para producir energía. Cuando el hidrógeno se agota en el núcleo, este se contrae y aumenta la temperatura, fusionando el hidrógeno de las capas exteriores y expandiendo la estrella. La muerte de una estrella depende de su masa:
- Masa inferior o igual a 1.5 masas solares: Gigante roja → Nebulosa planetaria → Enana blanca.
- Masa superior a 4 masas solares e inferior a 8 masas solares: Fusión de elementos hasta llegar al hierro. La fusión del hierro absorbe energía, provocando la implosión del núcleo y una explosión de supernova. El remanente puede ser una estrella de neutrones (si la masa del núcleo es inferior a 3 masas solares) o un agujero negro (si la masa del núcleo es superior a 3 masas solares).