LATIERRA Y EL UNIVERSO: INTRODUCCIÓN

El ser humano y su relación con los cuerpos celestes

El ser humano desde siempre ha intentado explicar el origen de los cuerpos celestes (sol, luna, estrellas, etc.) y el significado de sus movimientos. Las antiguas civilizaciones otorgaban a los astros características sobrenaturales relacionándolos con los dioses y con fenómenos divinos. Pero también han intentado aprovechar la repetición de sus ciclos. Los sumerios (4000 a.C.) ya utilizaron un calendario agrícola basado en los movimientos celestes. Las edificaciones más emblemáticas de las primitivas culturas, dolmenes, pirámides o círculos de piedra, se alineaban con las estrellas y constelaciones. Fueron los griegos los primeros en reconocer un universo regido por leyes naturales.

El modelo geocéntrico del universo

Defendía que la tierra se encontraba en el centro del universo y que el sol, la luna, los planetas y estrellas giraban a su alrededor. Defendieron este modelo: Aristóteles (384-322 a.C.), filósofo griego, y Ptolomeo (100-170), quien diseñó un modelo matemático para describir el movimiento de los astros en torno a la Tierra, siguiendo órbitas circulares. La hipótesis geocéntrica se mantuvo vigente en occidente casi 1500 años. Durante toda la Edad Media fue aceptada por los poderes eclesiásticos. Se convirtió en dogma de fe, considerando herejes a quienes contradijesen esta teoría, pudiendo ser condenados a la hoguera por el tribunal de la Santa Inquisición (1184). En España funcionó hasta 1820.

El modelo heliocéntrico

Defendía que el sol ocupaba la posición central, siendo la Tierra uno más de los planetas que giraban a su alrededor. Defendieron este modelo: Aristarco de Samos (310-230 a.C.), Nicolás Copérnico (1473-1543), Galileo Galilei (1564-1642), Johannes Kepler (1571-1630), y Isaac Newton (1642-1727). A partir de este modelo, en 1667, el modelo heliocéntrico fue mundialmente aceptado tras casi 2000 años de paradigma.

Origen del universo: Teoría del Big Bang (13700 m.a)

En la actualidad, el universo se encuentra en expansión. Las galaxias se alejan de nosotros. Si retrocedemos en el tiempo, llegamos a la conclusión de que hace millones de años el cosmos estaba contenido en un punto. Inicialmente, toda la energía del universo se hallaba concentrada en un punto de tamaño infinitesimal, llamado huevo cósmico, el cual poseía una densidad y temperaturas enormes. En un momento dado, hubo una expansión acelerada, llamada inflación cósmica, en donde la energía comenzó a transformarse en materia según la ecuación de Einstein (E=mc2), dando origen a las partículas elementales (quarks). A partir de los quarks se formaron las partículas del núcleo: protones (hadrones). Instantes después se formaron nuevas partículas elementales: electrones y neutrinos (leptones). La interacción de dichas partículas produjo núcleos atómicos (p+n). Posteriormente se formaron los primeros átomos (p+n+e): H y He fundamentalmente y pequeñas cantidades de Li y Be. Unos millones de años más tarde, aquellas primitivas masas de gas fueron compactándose, formando estrellas que dieron origen a las actuales galaxias que continúan su expansión. El resto de los elementos (de átomos más pesados) fueron creados mucho después en el interior de las estrellas, las cuales, tras estallar como supernovas, los diseminaron por los cosmos.

Pruebas concluyentes del Big Bang

1ª Prueba concluyente (Big Bang): Desplazamiento al rojo: efecto Doppler

Es una prueba que confirma la veracidad del Big Bang porque indica que las galaxias en la actualidad se están alejando. El espectro luminoso de las galaxias más lejanas presenta invariablemente el desplazamiento hacia el rojo (efecto Doppler). Cuando una onda (sonido, luz) es emitida por un objeto en movimiento, la longitud de onda percibida por un observador es diferente a la emitida por el objeto. La longitud es mayor si el objeto se aleja del observador: desplazamiento al rojo en el espectro luminoso o sonido grave en el caso de ondas sonoras. La longitud es menor si se acerca al observador: desplazamiento al violeta o sonido agudo.

2ª Segunda prueba concluyente (Big Bang): Radiación cósmica de fondo de microondas

Es la otra prueba que ratifica la teoría del Big Bang. Es una radiación residual de la primitiva gran explosión. La expansión del universo ha provocado que esta radiación luminosa se haya enfriado hasta la frecuencia de microondas (de ahí su nombre). Se puede captar con radiotelescopios.

Final o futuro del universo

Este futuro dependerá de la cantidad de materia que contenga. Esto determinará qué fuerza será la predominante, si la de atracción o la de expansión. Debemos comparar la densidad de materia del universo con un valor denominado densidad crítica:

• Si la densidad de materia está por encima de la denominada densidad crítica (3 átomos/m3): la fuerza de la gravedad se impondría a la fuerza de expansión, produciéndose la llamada Gran Contracción/Big Crunch/Gran Aplastamiento, lo que daría lugar al universo pulsante.
• Si la densidad de materia es igual a la densidad crítica: el universo continuará su expansión eternamente, produciéndose el gran enfriamiento hasta la oscuridad absoluta.
• Si la densidad de materia está por debajo de la densidad crítica: la gravedad no será capaz de vencer la expansión. En un instante determinado, la aceleración será tan grande que el universo dejará escapar toda la materia, llegando al Big Rip/Gran Desgarramiento.

Composición del universo

– 70% energía oscura: su origen y naturaleza son desconocidos. Es el causante de la aceleración en la velocidad de expansión del universo que hace que las galaxias se separen entre sí más y en menos tiempo.

– 25% de materia oscura: sus características son desconocidas. Son las causantes de la velocidad desmesurada de las estrellas que orbitan en una galaxia y es que estas al parecer están formadas por materia no visible (oscura) que hace que las leyes de Kepler no cuadren.

– 5% materia visible: estrellas, planetas, etc.

Detectores de cuerpos celestes

Cada astro emite una radiación cuya energía dependerá de su temperatura. Existen diferentes instrumentos para captar dicha radiación:

• Radioastronomía: detecta las radiaciones menos energéticas situadas en la zona del espectro de mayor longitud de onda. Permite la observación de radiogalaxias, púlsares y radiación cósmica de fondo. Se mide desde la superficie terrestre ya que la atmósfera terrestre es transparente a las ondas de radio.
• Astronomía infrarroja: detectan longitudes de onda algo menor, localizadas en las formaciones de estrella, los discos protoplanetarios y los núcleos de galaxias activas. Las observaciones desde la Tierra son ilimitadas ya que el vapor de agua y el CO2 absorben el infrarrojo (efecto invernadero).
• Astronomía ultravioleta: esta radiación es emitida por galaxias activas, novas, supernovas y el sol. Se observa gracias a satélites puesto que la capa de ozono evita la llegada del ultravioleta a la Tierra.
• Astronomía de rayos x y rayos gamma: son las formas de radiación más energéticas y se producen como resultado de procesos muy violentos, tales como la formación de un agujero negro o el choque de galaxias.