COSMOGONÍA III. FÍSICA.


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