ASTRONOMIA - Las hipótesis cosmogónicas
AYUDA DEL ESTUDIO ESPECTROSCOPICO
Los estudios espectroscópicos acaban de abrir nuevos horizontes en la constitución de las
estrellas, sobre todo en lo referente a las diferentes fases porque aquéllas han pasado en el
decurso de los tiempos. Es evidente que no todas las estrellas tienen el mismo color, ni la
misma temperatura, ni tampoco el mismo tamaño. ¿Una misma estrella ha pasado
sucesivamente por estas fases? Tal fue la pregunta de los astrónomos al descubrir estas
particularidades.
Al principio se creyó que las estrellas azuladas y blancas, que son las de más alta
temperatura, eran también las estrellas más modernas; y, por el contrario, que las estrellas
más frías, o sea las rojas, eran las más antiguas, obedeciendo esta hipótesis a la creencia de
que las estrellas todas se van enfriando paulatinamente, ya que sólo se conocía la causa de la
pérdida de calor, que es la radiación; pero, al descubrirse la posibilidad de que los astros
pueden aumentar de temperatura, cambiaron las ideas con respecto a la evolución de las
estrellas.
Actualmente está muy en boga la hipótesis iniciada por LOCKYER y ampliada por
RUSSELL, según la cual las estrellas rojizas pueden ser jóvenes gigantes o decrépitas enanas,
correspondiendo los tipos medios a las estrellas blancas, de suerte que no existirían estrellas
de débil magnitud absoluta en las clases B y A como tampoco estrellas rojas de una magnitud
absoluta media. De lo cual se deduce que la evolución de las estrellas se habría efectuado por
grandes masas cósmicas de mínima temperatura y escasa densidad; la pérdida de calor por
radiación habría determinado una contracción de volumen con aumento de temperatura de
la masa gaseosa, hasta alcanzar cierto estado en que la estrella se iría enfriando, por ser
mayor la cantidad de calor perdido por radiación que no el aumento del mismo debido a la
contracción experimentada en el decurso de los tiempos.
REPRESENTACION ESQUEMATICA DE LA EVOLUCION DE LAS ESTRELLAS. Las
estrellas gigantes como la R aumentan progresivamente de temperatura, hasta llegar a su
máximo O, y decrecen luego en temperatura y volumen para terminar en astros opacos.
Resumiendo, pues, en la rama ascendente de la evolución estelar, los volúmenes serían
enormes, las densidades pequeñas, las temperaturas poco elevadas y las coloraciones rojizas;
en la cúspide de la curva representativa de la evolución, la temperatura y el brillo llegarían a
los valores máximos, mientras el volumen y la densidad alcanzarían los valores medios; por
último, en la rama descendente reaparecerían las coloraciones rojizas, por disminuir la
temperatura, al paso que aumentarían las densidades por razón de disminuir los volúmenes.
Por tanto, la evolución estelar, cronológicamente considerada por sus espectros, puede
representarse de la siguiente forma, según hace ver gráficamente la figura:
N, M, K, G, F, A, B, O, B, A, F, G, K, M, N
No obstante, esta teoría ofrece sus dificultades, razón por la cual algunos autores se apartan
de ella; por ejemplo, A. VERONET, quien defiende que, en el proceso evolutivo de las
estrellas, la temperatura sólo puede descender.
