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.