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Contenido Revisado

Astronomía     

¨(Del lat. astronomia, y éste del gr. astronomia); f. Ciencia que estudia la constitución de los astros y sus posiciones y movimientos:

 

Universo / ampliar foto

Definición:

La astronomía estudia el Universo como un todo, así como los diversos entes que lo componen: estrellas de diversas clases con sus planetas y satélites que, junto con la materia interestelar, forman las galaxias, que a su vez al agruparse forman cúmulos de galaxias y super cúmulos. El astrónomo describe los cuerpos celestes, estudia su composición y analiza tanto las relaciones que mantienen entre sí como su evolución en el tiempo.

La astronomía se divide en astronomía clásica y astrofísica. Las ramas de la primera son: la astronomía de posición –también llamada astrometría o astronomía esférica–, que se ocupa de la localización de los astros mediante el establecimiento de distintos sistemas de coordenadas de espacio y tiempo, y la mecánica celeste, que estudia el movimiento de los planetas, satélites y otros astros, y se basa fundamentalmente en la ley de la gravitación universal de Newton.

La astrofísica aplica al estudio de los astros las teorías y técnicas surgidas en la física básicamente desde principios del siglo XX, como las técnicas de la fotometría, la espectroscopia y el análisis de las ondas de radio emitidas por los cuerpos celestes o radioastronomía.

Dentro de la astrofísica se distingue la física de las estrellas o estelar, que es el estudio de su estructura y composición; la cosmogonía, que trata el origen y la evolución de todos los cuerpos celestes, y la cosmología, que estudia la estructura y la evolución del Universo como un todo.

Orígenes

Considerada la ciencia más antigua, la astronomía ha favorecido el desarrollo de otras muchas disciplinas, tales como la matemática, la física, la geografía, etc. Las culturas antiguas (babilónica, china, egipcia, griega, india, maya, etc.) poseían conocimientos astronómicos rudimentarios, limitados a la observación a simple vista, aplicados con fines prácticos o mítico-religiosos. Las teorías astronómicas de la Antigüedad estuvieron dominadas por la autoridad de Aristóteles (s. IV a.J.C.) y la creencia en la inmovilidad de la Tierra. Los trabajos de observación más importantes de esta época se deben al astrónomo griego Hiparco (fines del s. II a.J.C.) cuya obra ha llegado hasta nuestros días, en su versión árabe o «Almagesto» (s. IX), gracias a Tolomeo (fines del s. II d.J.C.). La observación a simple vista completada con el empleo de instrumentos rudimentarios (astrolabios, ballestillas, etc.) permitió establecer la esfericidad de la Tierra, relacionar los movimientos de la Luna con las mareas, confeccionar los primeros catálogos de estrellas y determinar la paralaje a ciertos cuerpos. Con posterioridad, los trabajos de astrónomos como Nicolás Copérnico, Tycho Brahe y Johannes Kepler permitieron el establecimiento de las bases científicas de esta disciplina, es decir, de la teoría heliocéntrica, la confección de tablas astronómicas y catálogos muy extensos, el establecimiento de los primeros observatorios astronómicos permanentes y la formulación de las leyes del movimiento de los planetas (leyes de Kepler).

Esta fotografía del telescopio espacial Hubble muestra una de las nebulosas planetarias más extrañas descubiertas por el hombre, la NGC 6543, conocida popularmente como la Nebulosa “Ojo de Gato” (1/1/95).

En esta imagen de la Nebulosa planetaria NGC 3132 se ve una nube de gas en expansión alrededor de una estrella moribunda (5/11/98).

En esta fotografía del telescopio espacial Hubble se aprecia de perfil la galaxia espiral NGC 4013, ubicada a 55 millones de años-luz de la Tierra.

Cuasares de las galaxias NGC 2992 y NGC 2993.

Galaxia que por su forma fue denominada “Caballo”.

¿Cómo surgió todo?

A medida que retrocedemos en el tiempo para llegar al origen del cosmos, los fenómenos y los procedimientos se hacen más inusuales, y las cifras son casi incomprensibles.

Los avances de la física de partículas han permitido retomar el rastro a partir de una fracción de segundo después de la explosión inicial. En ese momento todo el Universo tenía un tamaño equivalente a un núcleo atómico; todo estaba comprimido en un punto, sin volumen y con todo el cosmos dentro de él. Esto es lo que en física se llama una singularidad; dentro de ella ni el espacio ni el tiempo pueden existir. Por lo tanto, el comienzo de la expansión representó la creación del Universo.

La singularidad de los modelos de Friedman es lo más cercano al acto de creación que ha encontrado la ciencia. Y si nos apegamos literalmente a ello, podemos establecer que no solo el espacio-tiempo empezó a existir en la singularidad, sino también toda la materia del Universo.

La singularidad es, entonces, un límite temporal para todas las cosas. De este modo, la pregunta ¿qué había o pasaba antes del Big Bang? deja de tener sentido. No existe un antes del Big Bang, pues no existía el tiempo. También pierde sentido la pregunta ¿qué causó el Big Bang?, pues la causa implica un orden temporal (una causa siempre precede a un efecto) que no existía sino hasta el instante del comienzo de la expansión.

Todas estas consideraciones muestran que el evento de la creación es físicamente mucho más profundo en la teoría de la relatividad que en el relato bíblico, que señala que la materia fue creada en un vacío preexistente.

Desde épocas muy remotas, distintos pueblos han alzado sus ojos hacia el cielo tratando de descifrar los misterios que plantean los astros. Las explicaciones de los fenómenos celestes han abundado desde la Prehistoria, pasando por las culturas de la Antigüedad Clásica, hasta nuestros días. Mientras las primeras teorías se basaban en mitos y leyendas más o menos fantasiosas, las actuales se fundamentan en los resultados obtenidos por ramas de la ciencia moderna tales como la física, la astrofísica o la cosmología (ver recuadro).

 

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Conocer y distinguir los diferentes cuerpos que pueblan el espacio, sean cercanos, como los planetas y sus satélites, o lejanos, como es el caso de las galaxias (ver glosario) o cúmulos de galaxias, es el objeto de la astronomía, considerada con justicia la ciencia más antigua.

Debido a su carácter eminentemente observacional, por la imposibilidad de experimentar con los cuerpos celestes, se sirve de una serie de instrumentos, como los telescopios, para captar las diferentes radiaciones procedentes del espacio y determinar de este modo la composición, origen y el comportamiento de los cuerpos que lo pueblan.

Con la ayuda de la física, estas informaciones permiten deducir cuál es el estadio evolutivo en que se encuentran estos objetos y cuál será su previsible evolución en el futuro. La extrapolación de este panorama a gran escala permite hacer lo propio con el Universo. A esta disciplina, conocida como cosmología, dedican en la actualidad sus esfuerzos un gran número de científicos, con la esperanza de averiguar de dónde venimos y hacia dónde vamos.

Lo que sabemos hoy

Tras cientos de años de investigación, ¿qué sabe hoy la ciencia sobre el Universo, su forma, su movimiento, su edad? ¿Conoce quién llenó el espacio de cuerpos celestes y fijó sus movimientos? ¿Comprende cómo se inició todo esto?

No todas las interrogantes están resueltas, pero el avance en el campo de la física y de la astronomía es evidente. Algunos postulados han sido comprobados, con lo que las bases para seguir adelante en la investigación se han consolidado.

En esta imagen del telescopio espacial Hubble (5/4/2001) se observan los brazos de la galaxia espiral “Remolino”, también llamada M51 o NGC 5194.

Los primeros segundos

Con los actuales conocimientos de la física no se puede estudiar el Universo en esa pequeña fracción de segundo entre el instante inicial y 10-43 segundos. Para eso se necesitaría una “teoría cuántica de la gravitación”, y nadie la conoce. Sin embargo, si tomamos un tiempo de una centésima de segundo después de la explosión, ahí sí se conoce la física y podemos deducir lo que ocurrió.

Pese a la frustración de no poder investigar al Universo hasta su origen mismo, no deja de ser sorprendente que se puedan hacer modelos científicos de cuando este tenía menos de un segundo de edad.

En ese momento, el Universo debe haber sido tremendamente caliente, pues un gas, al expandirse, se enfría, y eso ha venido haciendo el Universo desde la gran explosión. Ese estado inicial del cosmos es descrito a veces como la bola de fuego primordial. A esas altísimas temperaturas no pueden haber existido moléculas ni átomos como los conocemos. Solo los constituyentes del núcleo atómico y otras partículas pueden haber estado presentes.
 

La era de los leptones

Empecemos nuestro recuento cronológico del Universo cuando había transcurrido una millonésima de segundo. En ese instante, la temperatura del Universo era de un billón de grados (un millón de millones). Era el comienzo de lo que se ha llamado la Era de los leptones.

Las partículas más familiares que constituyen el núcleo de los átomos, los protones (de carga eléctrica positiva) y los neutrones (sin carga eléctrica), convivían en equilibrio con los electrones (de carga eléctrica negativa) y otras partículas como los muones (de carga eléctrica positiva o negativa), neutrinos (partícula ligeras que no tienen carga eléctrica) y rayos gamma (son la más penetrante de las radiaciones, incluso más que los rayos X). Estas partículas tenían tanta energía que espontáneamente se transformaban en pares electrón-positrón, que se aniquilaban entre sí al poco andar (el positrón es la antipartícula del electrón, y materia y antimateria se aniquilan tan pronto se encuentran). A medida que la temperatura bajaba, los muones empezaron a desaparecer, y luego los positrones.

La era del plasma

Después de transcurridos diez segundos, la temperatura había descendido a unos pocos miles de millones de grados, y el interés principal se centró en lo que hacían los protones, los neutrones y los electrones, los tres constituyentes primordiales de los futuros átomos.

En este instante empezaba una nueva era, llamada la Era del plasma. La temperatura descendió lo suficiente como para que los neutrones pudieran empezar a combinarse con los protones y formar átomos de helio (He), que contienen dos protones y dos neutrones.

Cálculos detallados de las reacciones nucleares que ocurren en esa era muestran que todos los neutrones quedaron atrapados en átomos de helio, con unos pocos, muy pocos, combinados con un protón, formando un deuterio (núcleo pesado del hidrógeno). El 10% de los núcleos que emergieron eran de helio y el resto protones (núcleos de átomos de hidrógeno).

Como un átomo de helio pesa cuatro veces más que uno de hidrógeno, por masa el 25% del Universo quedó en forma de helio, y el 75% restante como hidrógeno. También se formó una pequeñísima cantidad de litio (Li) y de deuterio, que no alcanzó a sumar 1%. Las reacciones nucleares que formaron helio a partir de protones y neutrones ocurrieron algo después de transcurridos tres minutos en la vida del Universo.

Cuando pasaron treinta minutos, la temperatura y densidad bajaron demasiado como para que continuaran los procesos nucleares, y la composición química antes señalada se congeló para siempre.

El Universo continuó expandiéndose, pero su temperatura era todavía demasiado alta como para que pudieran existir átomos individuales. Cuando transcurrieron 700.000 años, recién la temperatura fue lo suficientemente baja como para que los protones se pudieran combinar con los electrones a fin de formar átomos eléctricamente neutros. Ahí terminó la era del plasma.

El Universo continuó expandiéndose y su densidad debe haber sido la misma en todas partes. A partir de ese momento, la radiación dejó de interactuar con la materia para siempre y empezó un lento enfriamiento que hoy la lleva a presentar el aspecto de radiación de fondo a 3º K de temperatura, cuando se la observa con instrumentos como los de Penzias y Wilson. Por eso, se presume que la materia debe haber estado muy bien distribuida en ese momento.

Sin embargo, cualquier ligero aumento local de la densidad puede haberse multiplicado si era lo suficientemente grande. Tal como lo discutieran Isaac Newton y Richard Bentley (1662 - 1742), reverendo y teólogo inglés, hace alrededor de tres siglos, un Universo homogéneo es inestable, ya que ligeras inhomogeneidades (aumentos de densidad) pueden originar condensaciones (concentraciones de materia) en él. Estas pueden llegar a estar dominadas por la gravitación, dejando de expandirse con el resto del Universo.

 

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