8.1: Origen del Universo

El universo parece tener un número infinito de galaxias y sistemas solares y nuestro sistema solar ocupa una pequeña sección de esta vasta totalidad. Los orígenes del universo y del sistema solar establecen el contexto para conceptualizar el origen de la Tierra y la historia temprana.

Figura\(\PageIndex{1}\): El Campo Profundo del Hubble. Esta imagen, estrenada en 1996, es una imagen compuesta de larga exposición de una de las partes más oscuras del cielo nocturno. Cada luz en esta imagen que no tiene picos de difracción se cree que es una galaxia entera, con cientos de miles de millones de estrellas, lo que demuestra el inmenso tamaño y alcance del universo.

Teoría del Big Bang

Figura\(\PageIndex{1}\): Cronología de expansión del universo

Los misteriosos detalles de los acontecimientos previos y durante el origen del universo están sujetos a un gran debate científico. La idea predominante sobre cómo se creó el universo se llama la teoría del big-bang. Aunque las ideas detrás de la teoría del big-bang se sienten casi místicas, están respaldadas por la teoría de la relatividad general de Einstein [1]. Otras evidencias científicas, fundamentadas en observaciones empíricas, apoyan la teoría del big-bang.

La teoría del big bang propone que el universo se formó a partir de un núcleo infinitamente denso y caliente del material. El estallido en el título sugiere que hubo una expansión explosiva y externa de toda la materia y el espacio que creó átomos. La espectroscopia confirma que el hidrógeno constituye alrededor del 74% de toda la materia del universo. Desde su creación, el universo se ha ido expandiendo por 13.800 millones de años y observaciones recientes sugieren que la tasa de esta expansión está aumentando [2].

Espectroscopia

Figura\(\PageIndex{1}\): Espectro electromagnético y propiedades de la luz en todo el espectro.

La espectroscopia es la investigación y medición de espectros producidos cuando los materiales interactúan o emiten radiación electromagnética. Espectros es el plural para espectro que es una longitud de onda particular del espectro electromagnético. Los espectros comunes incluyen los diferentes colores de luz visible, rayos X, ondas ultravioleta, microondas y ondas de radio. Cada haz de luz es una mezcla única de longitudes de onda que se combinan a través del espectro para hacer el color que vemos. Las longitudes de onda de la luz se crean o absorben dentro de los átomos, y cada firma de longitud de onda coincide con un elemento específico. Incluso la luz blanca del Sol, que parece un continuo ininterrumpido de longitudes de onda, tiene huecos en algunas longitudes de onda. Las brechas corresponden a elementos presentes en la atmósfera terrestre que actúan como filtros para longitudes de onda específicas. Estas longitudes de onda faltantes fueron observadas por Joseph von Fraunhofer (1787—1826) a principios del siglo XIX [3], pero pasaron décadas antes de que los científicos pudieran relacionar las longitudes de onda faltantes con el filtrado atmosférico. La espectroscopia muestra que el Sol está hecho principalmente de hidrógeno y helio. Aplicando este proceso a la luz de estrellas distantes, los científicos pueden calcular la abundancia de elementos en una estrella específica y universo visible en su conjunto. Además, esta información espectroscópica puede ser utilizada como velocímetro interestelar.

corrimiento al rojo

Figura\(\PageIndex{1}\): Haga clic para animar. Esta animación demuestra cómo se escucha el efecto Doppler a medida que se mueve un automóvil. Las olas frente al auto se comprimen juntas, haciendo que el tono sea más alto. Las olas en la parte trasera del auto se estiran, y el tono baja.

El efecto Doppler es el mismo proceso que cambia el tono del sonido de un automóvil o ambulancia que se aproxima de alto a bajo a medida que pasa. Cuando un objeto emite ondas, como luz o sonido, mientras se mueve hacia un observador, las longitudes de onda se comprimen. En el sonido, esto da como resultado un cambio a un tono más alto. Cuando un objeto se aleja de un observador, las longitudes de onda se extienden, produciendo un sonido de tono más bajo. El efecto Doppler se utiliza sobre la luz emitida por estrellas y galaxias para determinar su velocidad y dirección de viaje. Científicos, entre ellos Vesto Slipher (1875—1696) [6] y Edwin Hubble (1889—1953) [7], examinaron galaxias tanto cercanas como lejanas y encontraron que casi todas las galaxias fuera de nuestra galaxia se están alejando unas de otras, y de nosotros. Debido a que las longitudes de onda de la luz de los objetos que retroceden se extienden, la luz visible se desplaza hacia el extremo rojo del espectro, llamado desplazamiento al rojo. Además, Hubble notó que las galaxias que estaban más lejos de la Tierra también tenían una mayor cantidad de corrimiento al rojo, y así, cuanto más rápido se alejan de nosotros. La única manera de conciliar esta información es deducir que el universo aún se está expandiendo. La observación de Hubble forma la base de la teoría del big bang.

Radiación Cósmica de Fondo

vía Wikimedia Commons" width="347px" height="174px" src="https://geo.libretexts.org/@api/deki...nd-300x150.png">

Figura\(\PageIndex{1}\): Mapa de calor, mostrando ligeras variaciones en el calor de fondo, el cual está relacionado con la radiación cósmica de fondo.

Otro fuerte indicio del big-bang es la radiación cósmica de fondo de microondas. La radiación cósmica fue descubierta accidentalmente por Arno Penzias (1933—) y Robert Woodrow Wilson (1936—) [8] cuando intentaban eliminar el ruido de fondo de un satélite de comunicación. Descubrieron rastros muy débiles de energía o calor que están omnipresentes en todo el universo. Esta energía quedó atrás del big bang, como un eco.

Evolución estelar

Figura\(\PageIndex{1}\): Origen de los elementos en la tabla periódica, mostrando el importante papel que juega el ciclo de vida estelar.

Los astrónomos piensan que el big bang creó elementos más ligeros, principalmente hidrógeno y cantidades más pequeñas de elementos helio, litio y berilio. Otro proceso debe ser el encargado de crear los otros 90 elementos más pesados. El modelo actual de evolución estelar explica los orígenes de estos elementos más pesados.

Nacimiento de una estrella

vía Wikimedia Commons" width="321px" height="317px" src="https://geo.libretexts.org/@api/deki...rs-300x296.jpg">

Figura\(\PageIndex{1}\): Sección de la Nebulosa Águila conocida como “Los Pilares de la Creación”.

Las estrellas inician sus vidas como elementos flotando en nubes frías, giratorias de gas y polvo conocidas como nebulosas. La atracción gravitacional o tal vez una explosión estelar cercana hace que los elementos se condensen y giren en forma de disco. En el centro de esta forma de disco, nace una nueva estrella bajo la fuerza de la gravedad. El remolino giratorio concentra el material en el centro, y las crecientes fuerzas gravitacionales recogen aún más masa. Finalmente, la masa inmensamente concentrada de material alcanza un punto crítico de calor y presión tan intensos que inicia la fusión.

Fusión

Figura\(\PageIndex{1}\): Diagrama general que muestra la serie de etapas de fusión que ocurren en el sol.

La fusión no es una reacción química. La fusión es una reacción nuclear en la que dos o más núcleos, los centros de los átomos, son forzados entre sí y se combinan creando un nuevo átomo más grande. Esta reacción desprende una tremenda cantidad de energía, generalmente como luz y radiación solar. Un elemento como el hidrógeno se combina o fusiona con otros átomos de hidrógeno en el núcleo de una estrella para convertirse en un nuevo elemento, en este caso, el helio. Otro producto de este proceso es la energía, como la radiación solar que sale del Sol y llega a la Tierra como luz y calor. La fusión es un proceso estable y predecible, por lo que llamamos a esto la fase principal de la vida de una estrella. Durante su fase principal, una estrella convierte el hidrógeno en helio. Dado que la mayoría de las estrellas contienen abundantes cantidades de hidrógeno, la fase principal puede durar miles de millones de años, durante los cuales su tamaño y producción de energía se mantienen relativamente estables.

Figura\(\PageIndex{1}\): Dos caminos principales del ciclo de vida de una estrella, dependiendo de la masa.

La fase gigante en la vida de una estrella ocurre cuando la estrella se queda sin hidrógeno para la fusión. Si una estrella es lo suficientemente grande, tiene suficiente calor y presión para comenzar a fusionar helio en elementos más pesados. Este estilo de fusión es más enérgico y la mayor energía y temperatura expanden la estrella a un mayor tamaño y brillo. Se prevé que esta fase gigante le suceda a nuestro Sol en otros pocos miles de millones de años, haciendo crecer el radio del Sol a la órbita de la Tierra, lo que hará imposible la vida. La masa de una estrella durante su fase principal es el factor principal para determinar cómo evolucionará. Si la estrella tiene suficiente masa y alcanza un punto en el que se agota el elemento primario de fusión, como el helio, la fusión continúa utilizando nuevos elementos más pesados. Esto ocurre una y otra vez en estrellas muy grandes, formando elementos progresivamente más pesados como el carbono y el oxígeno. Finalmente, la fusión alcanza su límite ya que forma hierro y níquel. Esta progresión explica la abundancia de hierro y níquel en objetos rocosos, como la Tierra, dentro del sistema solar. En este punto, cualquier fusión adicional absorbe energía en lugar de emitirla, que es el comienzo del fin de la vida de la estrella [9].

Muerte de una estrella

Figura\(\PageIndex{1}\): Imagen del telescopio espacial Hubble de la Nebulosa Cangrejo, los restos de una supernova ocurrida en 1054 C.E.

La muerte de una estrella puede ir desde espectacular a otra mundana (ver figura). Estrellas como el Sol forman una nebulosa planetaria, que proviene del colapso de las capas exteriores de la estrella en un evento como la implosión de un edificio. En el tira y afloja entre el tirón hacia adentro de la gravedad y el empuje hacia afuera de la fusión, la gravedad se hace cargo instantáneamente cuando termina la fusión, con los gases exteriores soplando para formar una nebulosa. Las estrellas más masivas hacen esto también pero con un colapso más energético, que inicia otro tipo de liberación de energía mezclada con la creación de elementos conocida como supernova. En una supernova, el colapso del núcleo se detiene repentinamente, creando una onda expansiva masiva que se propaga hacia afuera. Una supernova es la explosión más enérgica del universo por debajo del big bang. La liberación de energía es tan significativa que la fusión resultante puede formar cada elemento a través del uranio [10].

Figura\(\PageIndex{1}\): Un agujero negro y su sombra han sido capturados en una imagen por primera vez en 2019, hazaña histórica de una red internacional de radiotelescopios llamada Event Horizon Telescope (Fuente: NASA)

La muerte de la estrella puede resultar en la creación de enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros. Tras su muerte, estrellas como el Sol se convierten en enanas blancas.

Las enanas blancas son brasas estelares calientes, formadas al empacar la mayor parte de la masa de una estrella moribunda en un objeto pequeño y denso aproximadamente del tamaño de la Tierra. Las estrellas más grandes pueden explotar en una supernova que empaqueta su masa aún más apretada para convertirse en estrellas de neutrones. Las estrellas de neutrones son tan densas que los protones se combinan con los electrones para formar neutrones. Las estrellas más grandes colapsan aún más su masa, convirtiéndose en objetos tan densos que la luz no puede escapar de su agarre gravitacional. Estos son los infames agujeros negros y los detalles de la física de lo que ocurre en ellos aún están a debate.

Referencias

1. Einstein A (1917) Reflexiones cosmológicas sobre la teoría de la relatividad general. Sitzungsberichte der Königlich Preußischen Akademie der Wissenschaften (Berlín), Página 142-152 142—152

2. Perlmutter S, Aldering G, Goldhaber G (1999) Mediciones de Omega y Lambda a partir de 42 supernovas de alto desplazamiento al rojo. Astrophys J 517:565 —586

3. Fraunhofer J (1817) Bestimmung des Brechungs-und des Farbenzerstreungs-Vermögens verschiedener Glasarten, en Bezugauf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre. Ann Phys 56:264 —313. https://doi.org/10.1002/andp.18170560706

6. Slipher VM (1913) La velocidad radial de la nebulosa de Andrómeda. Boletín del Observatorio Lowell 2:56 —57

7. Hubble E (1929) Relación entre distancia y velocidad radial entre nebulosas extra-galácticas. Proc Natl Acad Sci U S A 15:168 —173

8. Penzias AA, Wilson RW (1965) A Medición del exceso de temperatura de antena a 4080 Mc/s Astrophys J 142:419 —421

9. Salaris M, Cassisi S (2005) Evolución de estrellas y poblaciones estelares. John Wiley & Hijos

10. Timmes FX, Woosley SE, Weaver TA (1995) Evolución química galáctica: Hidrógeno a través del zinc. La revista astrofísica Suplemento serie 98:617 —658