Cosmos: Un Viaje desde el Origen hasta el Destino del Universo

El Universo: Un Recorrido Histórico y Científico

4000 a.C.: Los sumerios crearon un calendario agrícola basado en los movimientos celestes. El comienzo solar de los antiguos egipcios estaba marcado por la salida de la estrella Sotis, coincidiendo con la crecida del Nilo. Las edificaciones más emblemáticas de la antigüedad (dólmenes, etc.) se alineaban con estrellas y constelaciones, y los astrónomos eran personas respetadas e influyentes. El cielo tenía un carácter divino.

La Visión Griega y el Renacimiento

Los griegos: Ptolomeo propuso el Almagesto (trece volúmenes), un sistema geocéntrico. Renacimiento: Nicolás Copérnico propuso el sistema heliocéntrico, más coherente. Galileo Galilei (s. XVI) demostró con su telescopio el sistema heliocéntrico, sentando las bases de la ciencia basada en la experimentación y observación. Kepler formuló las 3 leyes del movimiento planetario, estableciendo que la órbita de los cuerpos celestes es elíptica. Newton enunció la teoría de la gravitación universal, explicando que la fuerza de la gravedad atrae a todos los cuerpos.

Espacio y Tiempo: La Revolución de Einstein

A principios del siglo XX, se pensaba que todo ya había sido descubierto. Albert Einstein, en 1905, publicó 3 artículos en Annalen der Physik. El tercero era la base de la teoría especial de la relatividad, demostrando que nadie supera la velocidad de la luz. Estableció la ecuación E=mc², la relación de equivalencia entre masa y energía, sugiriendo que cualquier cuerpo es capaz de liberar una ingente cantidad de energía. El problema es que no somos capaces de transformar toda esa materia en energía, aunque los materiales radiactivos y las estrellas lo hacen eficazmente. El universo tiene miles de millones de años. Edwin Hubble, en 1924, descubrió la nube de gas M31 en la constelación de Andrómeda, la primera galaxia a 900,000 años luz de la Tierra. Existen miles de galaxias y el universo se está expandiendo.

Origen y Futuro del Universo

El Big Bang y la Expansión Cósmica

La idea del Big Bang fue propuesta por Georges Lemaître en 1927. Después de la gran explosión, se produjo la inflación cósmica, una expansión acelerada que redujo la temperatura, permitiendo la aparición de partículas elementales. 300,000 años después, las partículas se unieron formando átomos, que más tarde, por la gravedad, se compactaron en estrellas y galaxias.

Evidencia del Big Bang

Una prueba que confirma el Big Bang es el análisis del espectro luminoso de las galaxias por Vesto Slipher, que siempre se desplaza al rojo. El efecto Doppler indica que si una galaxia se aleja, se ve roja, lo que demuestra que se alejan de nosotros en todas direcciones. En 1965, los jóvenes Arno Penzias y Robert Wilson, intentando utilizar una antena de comunicación, detectaron un ruido permanente. Este ruido fue predicho por George Gamow como la radiación generada por el Big Bang, que llega a nosotros en forma de microondas.

El Destino del Universo

El final del universo depende de la densidad de la materia y la densidad crítica. Si la densidad del cosmos es mayor que la densidad crítica, el universo frenará su expansión y en 20,000 millones de años comenzará un proceso de contracción hasta el Big Crunch o gran aplastamiento. Si la densidad del cosmos es igual a la densidad crítica, el universo se expandirá eternamente. Si la densidad del cosmos es menor que la densidad crítica, la gravedad no podrá detener la expansión, la materia no podrá sujetar sus componentes y se llegará al Big Rip o desgarramiento. Las galaxias se alejan a gran velocidad y contienen materia oscura. La causa de la aceleración es la energía oscura, que constituye el 70% de la energía total, mientras que la materia oscura es el 25% y la materia visible solo el 5%.

El Polvo de Estrellas

Los primeros átomos en formarse fueron el hidrógeno (H) y el helio (He). Los demás elementos provienen de las estrellas por procesos de reacciones termonucleares de fusión. Las frías nubes de gas y polvo rotan sobre sí mismas, concentrándose en un punto, formando una protoestrella. Al aumentar los choques y la temperatura, la protoestrella comienza a brillar, naciendo una estrella.

Evolución Estelar

Si la masa de la protoestrella es < 1.4 veces la masa solar, se convierte en una gigante roja (el H se fusiona con He y se expande), luego en una nebulosa planetaria (expulsa capas externas, formando una nebulosa de gas) y finalmente en una enana blanca (la estrella se contrae, enfría y palidece).

Si la masa de la protoestrella es > 1.4 veces la masa solar, se convierte en una estrella masiva (consume H, la gravedad comprime el núcleo, los núcleos de He se fusionan para producir carbono y se originan elementos más pesados), luego en una supernova (acaba la fusión, expulsa capas externas y forma una nebulosa de gas) y finalmente en un agujero negro.