14 Adelante non Del al de noviembre de 193 Del a EI nacimiento de las estrellas e de La tema, Cosmogonía es la ciencia tque rata sobre la formación de los cuerpos.
celestes. Gracias a esta ciencia se ha podido establecer un cálculo aproximado de Todo comenzó a partir del la edad del universo, la cual se estima de 11 mil a 15 mil millones de años. poceny hacerlas perder una parte de su ene hidrógeno ¿Sabe Ud. qué edad tiene nuestro sistema solar. atómicos ejercen una fuerza de repulsión intensa que chocan unos con otros y se tepe La materia prima a partir de la cual se ha forlen sin que haya existido un contacto matera mado todo cuanto existe en el Universo es el entre sus partículas. Existe, no obstante, un hidrógeno, el más simple de todos los eletemperatura a partir de la cual la energía ciné mentos químicos. El núcleo de su átomo tica del protón de un átomo de hidrógeno consta de un solo protón, en tomo del cual gitan grande que supera la fuerza de repulsite ra un electrón. Todos los demás elementos se de otro protón. En ese caso ambos se unen han ido formando a partir del hidrógeno por con dos neutrones constituyen un núcleo de fusión de sus átomos que han constituido así helio. Se inician así diferentes reacciones te nuevos átomos más complejos.
monucleares o de fusión.
El elemento más abundante después del hidrógeno es el helio, cuyo núcleo atómico Nace la luz contiene dos protones (más dos neutrones pero éstos, que carecen de carga eléctrica, pueToda reacción de fusión da lugar a un fe den ser considerados algo así como un matenómeno trascendental: la masa del núcle rial de relleno. Un átomo de helio es, por nuevamente formado es inferior a la suma de consiguiente, el resultado de la fusión de dos la masa de los dos núcleos simples que lo ha átomos de hidrógeno en uno solo.
formado. Así los dos protones procedentes de Es difícil averiguar los orígenes del hidróátomos de hidrógeno pierden una parte de su geno primitivo y evaluar el tiempo transcurrimasa al unirse para formar un átomo de helio do desde que empezaron a formarse elemenLa teoría de la relatividad explica cómo es tos más complejos. El único método conocimateria que ha desaparecido se ha convertido do para calcular la edad del Universo se funen energía radiante.
da en la hipótesis de su expansión. Se obserPor cada segundo el Sol transforma 570 va, en efecto, que las galaxias se alejan, cada millones de toneladas de hidrógeno en 566 una de ellas de todas las demás como lo hamillones de toneladas de helio. Conviente, cen, por ejemplo, las moléculas de un gas que por consiguiente, millones de toneladas de se expande. Sus velocidades son conocidas materia en radiaciones, algunas de las cuales ya que se traducen por un crecimiento más o llas desde los primeros tiempos de su existen volumen va disminuyendo, en tanto que su son visibles en forma de luz, en tanto que o menos grande de las líneas de absorción de su cia hasta que se apagan o se desintegran. densidad y temperatura aumentan.
luz hacia el extremo del espectro correspontras se manifiestan por el calor que transporEsta nebulosidad primitiva adquiere prodiente a la luz roja. Por consiguiente dada la tan (rayos infrarrojos) o por los efectos (rayos Así fue el comienzo gresivamente una forma lenticular ya que la ultraviolados, rayos y gamma, ondas del velocidad de las galaxias y las distancias ya fuerza centrífuga tiende a achatarla.
recorridas por ellas, es posible calcular el espectro radioléctrico) Por lo demás, el homAl ir girando cada vez más de prisa, su tiempo transcurrido desde que iniciaron su Básicamente todo astro o sistema de astros bre ha logrado reproducir las reacciones terfuerza centrífuga equilibra la atracción de la monucleares en sus terribles bombas de himovimiento a partir del centro del Universo. tiene sus orígenes en una concentración de hiEse tiempo es de 11. 000 a 15. 000 millones de drógeno en la cual se producen muy lentamasa central. partir de ese momento, la ma drógeno. Una estrella no es sino una gigantesteria de esas concentraciones deja de acercaraños. La formación del sistema solar es mu mente, durante millones y millones de años, ca salva permanente de bombas termonuclese al núcleo. Supongamos que al proceso hasares.
cho más reciente, ya que los métodos de da ciertos fenómenos fisicoquímicos que vamos ta aquí descrito concierne a la formación del tación atribuyen a la tierra una edad de 600 a resumir brevemente:(ver dibujo 2)
millones de años. en una masa gaseosa, aislada en el espa Sol y las masas concéntricas formarán los dis La estrella gigante y la enana cio, los átomos, moléculas y partículas de tintos planetas.
Cosmogonía estelar polvo sufren una atracción que aunque muy El helio es para la estrella algo así comoudébil, tiende inexorablemente a acercarlos al na ceniza que se va acumulando en su centro.
centro del sistema. Por qué aumenta En el espacio situado entre las estrellas eAsí, las reacciones de fusión se van exten: xisten masas informes de hidrógeno y otros e2 todo sistema gaseoso contraído se ca la temperatura?
diendo hacia la periferia, en un volumen que lienta forzosamente (recordemos cuando inlementos simples, e incluso moléculas de durante cierto tiempo, irá aumentando: el asflamos el neumático de una bicicleta, senti En el núcleo central, la materia sigue concuerpos compuestos; a esas nebulosidades se tro se vuelve más caliente y la presión de rahallan asociadas masas de polvo cósmico que mos en la mano el calentamiento del aire centrándose y la temperatura se vuelve cada diación aumenta considerablemente su voluson concentraciones de partículas sólidas. comprimido. vez más intensa. La temperatura no es sino la men hasta convertirlo en una estrella gigante.
sa materia difusa abunda en los brazos o espi3 en una masa fuida e informe que se conras de la Galaxia, cuyas estrellas, relativa trae, siempre se produce un desequilibrio que de las moléculas. Esas partículas se entrecho llega un momento en que la mayor parte del consecuencia de la agitación de los átomos y Pero, al cabo de miles de millones de años, mente recientes, constituyen la población pone en rotación al conjunto; can constantemente y con mayor fuerza hidrógeno ya se ha convertido en helio. En(a la cual pertenece el Sol y todas las estrellas cuando las masas periféricas de un cuanto menor es la distancia que los separa.
tonces las reacciones de fusión van menguanque lo rodean. Por el contrario, las estrellas cuerpo en rotación y en contracción se acerAhora bien, la gravedad va siendo tan inten do, la temperatura disminuye y la estrella acade la población II son más antiguas y no se hacan al centro de gravedad de éste, el movisa en una masa tan imponente como es la de ba por explotar, o por lo general se extingue.
miento giratorio experimenta una acelerallan concentradas en los brazos galácticos.
ción.
la protoestrella, que las partículas gaseosas Las más de las veces, al fallar la presión raLos métodos astrofísicos así como los pro Vemos así como una masa informe de ga siguen acercándose más y más unas a otras. diactiva que equilibraba la pesantez, la estre gresos de la física nuclear, permiten hoy a los ses y de polvo se pone en rotación, como su Hasta ciertos límites el choque entre las lla sufre un colapso: su materia se desploma astrónomos conocer la evolución de las estrepartículas solo tiene por efecto frenarlas un y se concentra en un volumen reducido y el astro pasa a su estadio final de estrella enana.
dibujo zonas turbulentas disco nebuloso después el amor Desc el mejc enamor atenció Luz médicc investi mejora Los de dep de sor segund En únicar distin ción, fueron Po acons sexua llega ment regla escár al pe fútbc onat dade una cont Bras favc del sold tare del sus fras me cre qu ros est int mc no el es re ini pr af cc nebulosa primitiva Sol protoplanetas Sol Este documento es propiedad de la Biblioteca Nacional Miguel Obregón Lizano del Sistema Nacional de Bibliotecas del Ministerio de Cultura y Juventud, Costa Rica.