Eluniverso
Eluniversoes la totalidad del espacio y del tiempo, de todas las
formas de la materia, la energa y el impulso, las leyes y
constantes fsicas que las gobiernan. Sin embargo, el trmino tambin
se utiliza en sentidos contextuales ligeramente diferentes y alude
a conceptos comocosmos,mundoonaturaleza.1
Observaciones astronmicas indican que el universo tiene
unaedadde 13,73 0,12 millardos de aos (entre 13730 y 13810 millones
de aos) y por lo menos 93000 millones deaos luzde extensin.2Segn la
teora ms aceptada, eleventoque dio inicio al universo se
denominaBig Bang. Se denomina Big-Bang a la singularidad que, de
acuerdo ala teora ms aceptada, fue la que cre el universo. De
acuerdo a esta teora, despus delBig Bang, el universo comenz
aexpandirsepara llegar a su condicin actual, y contina
hacindolo.
Debido a que, segn lateora de la relatividad especial,
lamateriano puede moverse a unavelocidadsuperior a lavelocidad de
la luz, puede parecer paradjico que dosobjetosdel universo puedan
haberse separado 93 mil millones de aos luz en un tiempo de
nicamente 13 mil millones de aos; sin embargo, esta separacin no
entra en conflicto con la teora de larelatividad general, ya que
sta slo afecta almovimientoen elespacio, pero no al espacio mismo,
que puede extenderse a un ritmo superior, no limitado por la
velocidad de la luz. Por lo tanto, dosgalaxiaspueden separarse una
de la otra ms rpidamente que la velocidad de la luz si es el
espacio entre ellas el que se dilata.
Mediciones sobre la distribucin espacial y el desplazamiento
hacia el rojo (redshift) de galaxias distantes, laradiacin csmica
de fondo de microondas, y los porcentajes relativos de loselementos
qumicosms ligeros, apoyan la teora de la expansin del espacio, y ms
en general, la teora del Big Bang, que propone que el universo en s
se cre en un momento especfico en el pasado.
Observaciones recientes han demostrado que esta expansin se
estacelerando, y que la mayor parte de lamateriay laenergaen el
universo son las denominadasmateria oscurayenerga oscura, la
materia ordinaria (barionica), solo representara algo ms del 5% del
total.3
Los experimentos sugieren que el universo se ha regido por las
mismas leyes fsicas, constantes a lo largo de su extensin e
historia. Eshomogneoeisotrpico. La fuerza dominante en distancias
csmicas es lagravedad, y larelatividad generales actualmente la
teora ms exacta para describirla. Las otras tresfuerzas
fundamentales, y las partculas en las que actan, son descritas por
elmodelo estndar. El universo tiene por lo menos tres dimensiones
de espacio y una detiempo, aunque experimentalmente no se pueden
descartar dimensiones adicionales muy pequeas.
Elespacio-tiempoparece estar conectado de forma sencilla, y
elespaciotiene unacurvatura mediamuy pequea o incluso nula, de
manera que lageometra euclidianaes, como norma general, exacta en
todo el universo.
Lacienciamodeliza el universo como unsistema cerradoque
contieneenergaymateriaadscritas al espacio-tiempo y que se rige
fundamentalmente por principioscausales.
Basndose en observaciones deluniverso observable, los fsicos
intentan describir el continuoespacio-tiempoen que nos encontramos,
junto con toda la materia y energa existentes en l. Su estudio, en
las mayores escalas, es el objeto de lacosmologa, disciplina basada
en laastronomay lafsica, en la cual se describen todos los aspectos
de este universo con sus fenmenos.
La teora actualmente ms aceptada sobre la formacin del universo,
fue teorizada por el cannigo belgaLematre, a partir de las
ecuaciones deAlbert Einstein. Lemaitre concluy (en oposicin a lo
que pensaba Einstein), que el universo no era estacionario, que el
universo tena un origen. Es el modelo del Big Bang, que describe la
expansin del espacio-tiempo a partir de unasingularidad
espaciotemporal. El universo experiment un rpido periodo deinflacin
csmicaque arras todas las irregularidades iniciales. A partir de
entonces el universo se expandi y se convirti en estable, ms fro y
menos denso. Las variaciones menores en la distribucin de la masa
dieron como resultado la segregacinfractalen porciones, que se
encuentran en el universo actual como cmulos de galaxias.
En cuanto a su destino final, las pruebas actuales parecen
apoyar las teoras de la expansin permanente del universo (Big
FreezeBig Rip, Gran Desgarro), que nos indica que la expansin misma
del espacio, provocar que llegar un punto en que los tomos mismos
se separarn en partculas subatmicas. Otros futuros posibles que se
barajaron, especulaban que lamateria oscurapodra ejercer la fuerza
de gravedad suficiente para detener la expansin y hacer que toda la
materia se comprima nuevamente; algo a lo que los cientficos
denominan elBig Cruncho la Gran Implosin, pero las ltimas
observaciones van en la direccin del gran desgarro.
Porcin observable[editar]
Artculo principal:Universo observable
Los cosmlogostericosyastrofsicosutilizan de manera diferente el
trminouniverso, designando bien el sistema completo o nicamente una
parte de l.4Segn el convenio de los cosmlogos, el trminouniversose
refiere frecuentemente a la parte finita delespacio-tiempoque es
directamente observable utilizandotelescopios, otros detectores, y
mtodosfsicos, tericos y empricos para estudiar los componentes
bsicos del universo y sus interacciones. Los fsicos cosmlogos
asumen que la parte observable del espaciocomvil(tambin llamado
nuestro universo) corresponde a una parte de un modelo del espacio
entero y normalmente no es el espacio entero. Frecuentemente se
utiliza el trminoel universocomo ambas: la parte observable del
espacio-tiempo, o el espacio-tiempo entero.
Algunos cosmlogos creen que el universo observable es una parte
extremadamente pequea del universo entero realmente existente, y
que es imposible observar todo el espaciocomvil. En la actualidad
se desconoce si esto es correcto, ya que de acuerdo a los estudios
de laforma del universo, es posible que el universo observable est
cerca de tener el mismo tamao que todo el espacio. La pregunta
sigue debatindose.56Si una versin del escenario de lainflacin
csmicaes correcta, entonces aparentemente no habra manera de
determinar si el universo es finito oinfinito. En el caso del
universo observable, ste puede ser solo una mnima porcin del
universo existente, y por consiguiente puede ser imposible saber
realmente si el universo est siendo completamente observado.
Big Bang
Para otros usos de este trmino, vaseBig Bang
(desambiguacin).
De acuerdo con el modelo del Big Bang, elUniversose expandi a
partir de un estado extremadamente denso y caliente y contina
expandindose hasta el da de hoy.
Cosmologa fsica
(Radiacin de fondo de microondas)
Artculos
Universo primitivo
Teora del Big BangInflacin csmicaNucleosntesis primordial
Expansin
Expansin mtrica del espacioExpansin acelerada del UniversoLey de
HubbleCorrimiento al rojo
Estructura
Forma del universoEspacio-tiempoUniverso
observableUniversoMateria oscuraEnerga oscura
Experimentos
Planck (satlite)WMAPCOBE
Cientficos
Albert EinsteinEdwin HubbleGeorges LematreStephen HawkingGeorge
Gamow
Portales
Principal
Cosmologa
Otros
FsicaAstronomaExploracin espacialSistema Solar
[editar datos en Wikidata]
LateoradelBig Bang(Gran explosinnota 1) es
elmodelocosmolgicopredominante para losperodos conocidos ms
antiguosdelUniversoy su posterior evolucin a gran escala.234Afirma
que el universo estaba en un estado de muy alta densidad y luego
seexpandi.56Si las leyes conocidas de la fsica seextrapolanms all
del punto donde son vlidas, existe unasingularidad. Mediciones
modernas datan este momento aproximadamente a 13,8 mil millones de
aos atrs, que sera por tanto laedad del universo.7Despus de la
expansin inicial, el universo se enfri lo suficiente para permitir
la formacin de laspartculas subatmicasy ms tarde simplestomos.
Nubes gigantes de estos elementos primordiales ms tarde se unieron
a travs de lagravedadpara formarestrellasygalaxias.
A mediados del siglo XX, tres astrofsicos britnicos,Stephen
Hawking,George F. R. EllisyRoger Penroseprestaron atencin a la
teora de la relatividad y sus implicaciones respecto a nuestras
nociones deltiempo. En 1968 y 1979 publicaron artculos en que
extendieron lateora de la relatividad generaldeEinsteinpara incluir
las mediciones del tiempo y elespacio.89De acuerdo con sus clculos,
eltiempo y el espaciotuvieron un inicio finito que corresponde al
origen de la materia y la energa.
Desde queGeorges Lematreobserv por primera vez, en 1927, que un
universo en permanente expansin debera remontarse en el tiempo
hasta un nico punto de origen, los cientficos se han basado en su
idea de la expansin csmica. Si bien la comunidad cientfica una vez
estuvo dividida entre los partidarios de dos teoras diferentes
sobre el universo en expansin, el Big Bang y lateora del estado
estacionario, la acumulacin deevidencia observacionalproporciona un
fuerte apoyo para la primera.10
En 1929, a partir de anlisis decorrimiento al rojode las
galaxias,Edwin Hubbleconcluy que las galaxias se estaban
distanciando, una prueba observacional importante consistente con
la hiptesis de un universo en expansin. En 1964 se descubri
laradiacin de fondo csmico de microondas, lo que es una prueba
crucial en favor del modelo del Big Bang, ya que esta teora predijo
la existencia de la radiacin de fondo en todo el universo antes de
ser descubierta. Ms recientemente, las mediciones del corrimiento
al rojo de lassupernovasindican que laexpansin del universo se est
acelerando, observacin atribuida a laenerga oscura.11Lasleyes
fsicasconocidas de la naturaleza pueden utilizarse para calcular
las caractersticas en detalle del universo del pasado a un estado
inicial de extremadensidadytemperatura.121314
ndice
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1Introduccin
2Historia de su desarrollo terico
3Visin general
3.1Descripcin delBig Bang
3.2Base terica
4Evidencias
4.1Expansin expresada en la ley de Hubble
4.2Radiacin csmica de fondo
4.3Abundancia de elementos primordiales
4.4Evolucin y distribucin galctica
4.5Otras evidencias
5Problemas comunes
5.1El problema del segundo principio de la termodinmica
5.2El problema del horizonte
5.3El problema de la planitud
5.4Edad de los cmulos globulares
5.5Monopolos magnticos
5.6Materia oscura
5.7Energa oscura
6El futuro de acuerdo con la teora delBig Bang
7Fsica especulativa ms all delBig Bang
8Interpretaciones filosficas y religiosas
9Vase tambin
10Notas y referencias
11Bibliografa
11.1Introducciones tcnicas
11.2Fuentes de primera mano
11.3Religin y filosofa
11.4Artculos de investigacin
12Enlaces externos
Introduccin
Imagen proporcionada por el telescopioHubbledel espacio lejano,
cuando el universo era ms caliente y ms concentrado de acuerdo con
la teora delBig Bang.
Curiosamente, la expresinBig Bangproviene a su pesar
delastrofsicoinglsFred Hoyle, uno de los detractores de esta teora
y, a su vez, uno de los principales defensores de lateora del
estado estacionario, quien en1949, durante una intervencin en
laBBCdijo, para mofarse, que el modelo descrito era slo unbig
bang(gran explosin). En el inicio del Universo ni hubo explosin ni
fue grande, pues en rigor surgi de una singularidad infinitamente
pequea, seguida de la expansin del propio espacio.15Recientes
ingenios espaciales puestos en rbita (COBE) han conseguido observar
evidencias de la expansin primigenia.
La idea central delBig Banges que la teora de la relatividad
general puede combinarse con las observaciones
deisotropayhomogeneidada gran escala de la distribucin degalaxiasy
los cambios de posicin entre ellas, permitiendo extrapolar las
condiciones del Universo antes o despus en eltiempo.
Una consecuencia de todos los modelos debig banges que, en el
pasado, el universo tena unatemperaturams alta y mayordensidady,
por tanto, las condiciones del actual son muy diferentes de las
condiciones del universo en el pasado. A partir de este
modelo,George Gamowen1948predeca que habra evidencias de un fenmeno
que ms tarde sera bautizado comoradiacin de fondo de microondas
Historia de su desarrollo terico
Artculo principal:Historia de la Teora del Big Bang
Para llegar al modelo delBig Bang, muchos cientficos, con
diversos estudios, han ido construyendo el camino que lleva a la
gnesis de esta explicacin. Los trabajos deAlexander Friedman, del
ao1922, y deGeorges Lematre, de1927, utilizaron la teora de la
relatividad para demostrar que el universo estaba en movimiento
constante. Poco despus, en1929, el astrnomoestadounidenseEdwin
Hubble(1889-1953) descubri galaxias ms all de laVa Lcteaque se
alejaban de nosotros, como si el Universo se expandiera
constantemente. En1948, el fsicoucranianonacionalizado
estadounidense,George Gamow(1904-1968), plante que el universo se
cre a partir de una gran explosin (big bang). Recientemente,
ingenios espaciales puestos en rbita (COBE) han conseguido "or" los
vestigios de esta gigantesca explosin primigenia.
De acuerdo con la teora, un universo homogneo e istropo lleno de
materia ordinaria, podra expandirse indefinidamente o frenar su
expansin lentamente, hasta producirse una contraccin universal. El
fin de esa contraccin se conoce con un trmino contrario alBig Bang:
elBig Cruncho 'Gran Colapso' o unBig RipoGran desgarro. Si el
Universo se encuentra en un punto crtico, puede mantenerse
establead eternum. Muy recientemente se ha comprobado que
actualmente existe unaexpansin acelerada del universohecho no
previsto originalmente en la teora y que ha llevado a la
introduccin de la hiptesis adicional de laenerga oscura(este tipo
de materia tendra propiedades especiales que permitiran comportar
la aceleracin de la expansin).
La teora delBig Bangse desarroll a partir de observaciones y
avances tericos. Por medio de observaciones, en la dcada de1910, el
astrnomo estadounidenseVesto Sliphery, despus de l,Carl Wilhelm
Wirtz, deEstrasburgo, determinaron que la mayor parte de
lasnebulosas espiralesse alejan de la Tierra; pero no llegaron a
darse cuenta de las implicaciones cosmolgicas de esta observacin,
ni tampoco del hecho de que las supuestasnebulosaseran en
realidadgalaxiasexteriores a nuestraVa Lctea.
Adems, la teora deAlbert Einsteinsobre larelatividad
general(segunda dcada delsiglo XX) no admite soluciones estticas
(es decir, el Universo debe estar en expansin o en contraccin),
resultado que l mismo consider equivocado, y trat de corregirlo
agregando laconstante cosmolgica. El primero en aplicar formalmente
larelatividada lacosmologa, sin considerar laconstante cosmolgica,
fueAlexander Friedman, cuyasecuacionesdescriben
elUniversoFriedman-Lematre-Robertson-Walker, que puede expandirse o
contraerse.
Entre1927y1930, elsacerdotebelgaGeorges Lematre16obtuvo
independientemente las ecuacionesFriedman-Lematre-Robertson-Walkery
propuso, sobre la base de larecesinde lasnebulosas espirales, que
elUniversose inici con laexplosinde untomoprimigenio, lo que ms
tarde se denomin "Big Bang".
En1929,Edwin Hubblerealiz observaciones que sirvieron de
fundamento para comprobar la teora de Lematre. Hubble prob que
lasnebulosas espiralessongalaxiasy midi sus distancias observando
lasestrellas variables cefeidasengalaxiasdistantes. Descubri que
lasgalaxiasse alejan unas de otras avelocidades(relativas a
laTierra) directamente proporcionales a su distancia. Este hecho se
conoce ahora como laley de Hubble(vaseEdwin Hubble: Marinero de las
nebulosas, texto escrito porEdward Christianson).
Segn elprincipio cosmolgico, el alejamiento de lasgalaxiassugera
que elUniversoest en expansin. Esta idea origin dos hiptesis
opuestas. La primera era lateora Big Bang de Lematre, apoyada y
desarrollada porGeorge Gamow. La segunda posibilidad era el modelo
de lateora del estado estacionariodeFred Hoyle, segn la cual se
genera nuevamateriamientras lasgalaxiasse alejan entre s. En este
modelo, elUniversoes bsicamente el mismo en un momento dado en
eltiempo. Durante muchos aos hubo un nmero de adeptos similar para
cada teora.
Con el pasar de los aos, lasevidencias observacionalesapoyaron
laideade que elUniversoevolucion a partir de un estado denso y
caliente. Desde el descubrimiento de laradiacin de
fondodemicroondas, en1965, sta ha sido considerada la mejor teora
para explicar el origen y evolucin delcosmos. Antes de finales de
losaos sesenta, muchoscosmlogospensaban que
lasingularidadinfinitamente densa deltiempoinicial en el modelo
cosmolgico de Friedman era una sobreidealizacin, y que el Universo
se contraera antes de empezar a expandirse nuevamente. sta es la
teora deRichard Tolmande unUniverso oscilante. En los
aos1960,Stephen Hawkingy otros demostraron que esta idea no era
factible, y que la singularidad es un componente esencial de
lagravedaddeEinstein. Esto llev a la mayora de los cosmlogos a
aceptar la teora delBig Bang, segn la cual elUniversoque observamos
se inici hace untiempo finito.
Prcticamente todos los trabajos tericos actuales
encosmologatratan de ampliar o concretar aspectos de la teora
delBig Bang. Gran parte del trabajo actual en cosmologa trata de
entender cmo se formaron las galaxias en el contexto delBig Bang,
comprender lo que all ocurri y cotejar nuevas observaciones con la
teora fundamental.
A finales de losaos 1990y principios delsiglo XXI, se lograron
grandes avances en la cosmologa delBig Bangcomo resultado de
importantes adelantos entelescopa, en combinacin con grandes
cantidades de datos satelitales de COBE, eltelescopio espacial
HubbleyWMAP. Estos datos han permitido a los cosmlogos calcular
muchos de los parmetros delBig Banghasta un nuevo nivel de
precisin, y han conducido al descubrimiento inesperado de que el
Universo est enaceleracin.
Visin general
Descripcin delBig Bang
ElUniversoilustrado en tresdimensionesespaciales y una dimensin
temporal.
Michio Kakuha sealado cierta paradoja en la denominacinbig
bang(gran explosin): en cierto modo no puede haber sido grande ya
que se produjo exactamente antes del surgimiento delespacio-tiempo,
habra sido el mismobig banglo que habra generado
lasdimensionesdesde unasingularidad; tampoco es exactamente una
explosin en el sentido propio del trmino ya que no se propag fuera
de s mismo.
Basndose en medidas de la expansin del Universo utilizando
observaciones de lassupernovas tipo 1a, en funcin de la variacin de
la temperatura en diferentes escalas en la radiacin de fondo de
microondas y en funcin de lacorrelacinde las galaxias, laedad del
Universoes de aproximadamente 13,7 0,2 miles de millones de aos. Es
notable el hecho de que tres mediciones independientes sean
consistentes, por lo que se consideran una fuerte evidencia del
llamadomodelo de concordanciaque describe la naturaleza detallada
del Universo.
El universo en sus primeros momentos estaba
llenohomogneaeistropamentede unaenergamuy densa y tena una
temperatura y presin concomitantes. Se expandi y se enfri,
experimentandocambios de faseanlogos a lacondensacindel vapor o a
la congelacin del agua, pero relacionados con laspartculas
elementales.
Aproximadamente 10-35segundos despus deltiempo de Planckun
cambio de fase caus que el Universo se expandiese de
formaexponencialdurante un perodo llamadoinflacin csmica. Al
terminar lainflacin, los componentes materiales del Universo
quedaron en la forma de unplasma de quarks-gluones, en donde todas
las partes que lo formaban estaban en movimiento en
formarelativista. Con el crecimiento en tamao del Universo, la
temperatura descendi, y debido a un cambio an desconocido
denominadobariognesis, losquarksy losgluonesse combinaron
enbarionestales como elprotny elneutrn, produciendo de alguna
manera laasimetraobservada actualmente entre lamateriay
laantimateria. Las temperaturas an ms bajas condujeron a nuevos
cambios de fase, que rompieron lasimetra, as que les dieron su
forma actual a lasfuerzas fundamentales de la fsicay a laspartculas
elementales. Ms tarde, protones y neutrones se combinaron para
formar losncleosdedeuterioy dehelio, en un proceso
llamadonucleosntesis primordial. Al enfriarse el Universo, la
materia gradualmente dej de moverse de forma relativista y su
densidad de energa comenz a dominar gravitacionalmente sobre
laradiacin. Pasados 300000 aos, loselectronesy los ncleos se
combinaron para formar lostomos(mayoritariamente dehidrgeno). Por
eso, la radiacin se desacopl de los tomos y continu por el espacio
prcticamente sin obstculos. sta es laradiacin de fondo de
microondas.
Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente ms densas de la
materia casi uniformemente distribuida crecieron
gravitacionalmente, hacindose ms densas, formando nubes, estrellas,
galaxias y el resto de las estructuras astronmicas que actualmente
se observan. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y
tipo de materia que hay en el Universo. Los tres tipos posibles se
denominanmateria oscura fra,materia oscura calienteymateria
barinica. Las mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP)
muestran que la forma ms comn de materia en el universo es
lamateria oscura fra. Los otros dos tipos de materia slo
representaran el 20 por ciento de la materia del Universo.
El Universo actual parece estar dominado por una forma
misteriosa de energa conocida comoenerga oscura. Aproximadamente el
70 por ciento de la densidad de energa del universo actual est en
esa forma. Una de las propiedades caractersticas de este componente
del universo es el hecho de que provoca que laexpansin del
universovare de una relacin lineal entre velocidad y distancia,
haciendo que elespacio-tiempose expanda ms rpidamente que lo
esperado a grandes distancias. La energa oscura toma la forma de
unaconstante cosmolgicaen lasecuaciones de campo de Einsteinde la
relatividad general, pero los detalles de estaecuacin de estadoy su
relacin con elmodelo estndarde la fsica de partculas continan
siendo investigados tanto en el mbito de la fsica terica como por
medio de observaciones.
Ms misterios aparecen cuando se investiga ms cerca del
principio, cuando las energas de las partculas eran ms altas de lo
que ahora se puede estudiar mediante experimentos. No hay ningn
modelo fsico convincente para el primer 10-33segundo del universo,
antes del cambio de fase que forma parte de lateora de la gran
unificacin. En el "primer instante", la teora gravitacional de
Einstein predice unasingularidaden donde las densidades son
infinitas. Para resolver estaparadoja fsica, hace falta una teora
de lagravedad cuntica. La comprensin de este perodo de la historia
del universo figura entre los mayoresproblemas no resueltos de la
fsica.
Base terica
En su forma actual, la teora delBig Bangdepende de tres
suposiciones:
1. La universalidad de las leyes de la fsica, en particular de
lateora de la relatividad general
2. El principio cosmolgico
3. El principio de Coprnico
Inicialmente, estas tres ideas fueron tomadas como postulados,
pero actualmente se intenta verificar cada una de ellas. La
universalidad de lasleyes de la fsicaha sido verificada al nivel de
las ms grandes constantes fsicas, llevando su margen de error hasta
el orden de 10-5. Laisotropadel universo que define el principio
cosmolgico ha sido verificada hasta un orden de 10-5. Actualmente
se intenta verificar elprincipio de Coprnicoobservando la
interaccin entre grupos de galaxias y el CMB por medio delefecto
Sunyaev-Zeldovichcon un nivel de exactitud del 1 por ciento.
La teora delBig Bangutiliza elpostulado de Weylpara medir sin
ambigedad el tiempo en cualquier momento en el pasado a partir del
la poca de Planck. Las medidas en este sistema dependen
decoordenadas conformales, en las cuales las llamadasdistancias
codesplazantesy lostiempos conformalespermiten no considerar la
expansin del universo para las medidas de espacio-tiempo. En ese
sistema de coordenadas, los objetos que se mueven con el flujo
cosmolgico mantienen siempre la misma distancia codesplazante, y el
horizonte o lmite del universo se fija por eltiempo
codesplazante.
Visto as, elBig Bangno es una explosin de materia que se aleja
para llenar un universo vaco; es el espacio-tiempo el que se
extiende.Y es su expansin la que causa el incremento de la
distancia fsica entre dos puntos fijos en nuestro universo.Cuando
los objetos estn ligados entre ellos (por ejemplo, por una
galaxia), no se alejan con la expansin del espacio-tiempo, debido a
que se asume que las leyes de la fsica que los gobiernan son
uniformes e independientes delespacio mtrico. Ms an, la expansin
del universo en las escalas actuales locales es tan pequea que
cualquier dependencia de las leyes de la fsica en la expansin no
sera medible con las tcnicas actuales.
Evidencias
En general, se consideran tres las evidencias empricas que
apoyan la teora cosmolgica delBig Bang. stas son: la expansin del
universo que se expresa en la Ley de Hubble y que se puede apreciar
en elcorrimiento hacia el rojode las galaxias, las medidas
detalladas del fondo csmico de microondas, y laabundancia de
elementos ligeros. Adems, lafuncin de correlacinde laestructura a
gran escala del Universoencaja con la teora delBig Bang.
Expansin expresada en la ley de Hubble
Artculo principal:Ley de Hubble
De la observacin de galaxias yquasareslejanos se desprende la
idea de que estos objetos experimentan uncorrimiento hacia el rojo,
lo que quiere decir que laluzque emiten se ha desplazado
proporcionalmente hacia longitudes de onda ms largas. Esto se
comprueba tomando elespectrode los objetos y comparando, despus, el
patrnespectroscpicode laslneas de emisinoabsorcincorrespondientes a
tomos de loselementosque interactan con laradiacin. En este anlisis
se puede apreciar cierto corrimiento hacia el rojo, lo que se
explica por una velocidad recesional correspondiente alefecto
Doppleren la radiacin. Al representar estas velocidades
recesionales frente a las distancias respecto a los objetos, se
observa que guardan unarelacin lineal, conocida comoLey de
Hubble:
dondeves lavelocidad recesional,Des la distancia al objeto yH0es
laconstante de Hubble, que el satlite WMAP estim en 71
4km/s/Mpc.
Radiacin csmica de fondo
Artculo principal:Radiacin de fondo de microondas
Imagen de la radiacin de fondo de microondas.
Una de las predicciones de la teora delBig Banges la existencia
de la radiacin csmica de fondo,radiacin de fondo de microondaso CMB
(Cosmic microwave background). El universo temprano, debido a su
alta temperatura, se habra llenado de luz emitida por sus otros
componentes. Mientras el universo se enfriaba debido a la expansin,
su temperatura habra cado por debajo de 3000 K. Por encima de esta
temperatura, los electrones y protones estn separados, haciendo el
universo opaco a la luz. Por debajo de los 3000 K se forman los
tomos, permitiendo el paso de la luz a travs del gas del universo.
Esto es lo que se conoce comodisociacin de fotones.
La radiacin en este momento habra tenido el espectro delcuerpo
negroy habra viajado libremente durante el resto de vida del
universo, sufriendo un corrimiento hacia el rojo como consecuencia
de la expansin de Hubble. Esto hace variar el espectro del cuerpo
negro de 3345 K a un espectro del cuerpo negro con una temperatura
mucho menor. La radiacin, vista desde cualquier punto del universo,
parecer provenir de todas las direcciones en el espacio.
En1965,Arno PenziasyRobert Wilson, mientras desarrollaban una
serie de observaciones de diagnstico con un receptor
demicroondaspropiedad de losLaboratorios Bell, descubrieron la
radiacin csmica de fondo. Ello proporcion una confirmacin
sustancial de las predicciones generales respecto al CMB la
radiacin result ser istropa y constante, con un espectro del cuerpo
negro de cerca de 3 K e inclin la balanza hacia la hiptesis delBig
Bang. Penzias y Wilson recibieron elPremio Nobelpor su
descubrimiento.
En1989, laNASAlanz el COBE (Cosmic background Explorer) y los
resultados iniciales, proporcionados en1990, fueron consistentes
con las predicciones generales de la teora delBig Bangacerca de la
CMB. El COBE hall una temperatura residual de 2,726 K, y determin
que el CMB era istropo en torno a una de cada 105partes. Durante la
dcada de los 90 se investig ms extensamente la anisotropa en el CMB
mediante un gran nmero de experimentos en tierra y, midiendo
ladistancia angularmedia (la distancia en el cielo) de las
anisotropas, se vio que el universo erageomtricamente plano.
A principios de2003se dieron a conocer los resultados de laSonda
Wilkinson de Anisotropas del fondo de Microondas(en inglsWilkinson
Microwave Anisotropy ProbeoWMAP), mejorando los que hasta entonces
eran los valores ms precisos de algunos parmetros cosmolgicos.(Vase
tambinexperimentos sobre el fondo csmico de microondas). Este
satlite tambin refut variosmodelos inflacionistasespecficos, pero
los resultados eran constantes con la teora de la inflacin en
general.
Abundancia de elementos primordiales
Artculo principal:Nucleosntesis primordial
Se puede calcular, usando la teora delBig Bang, la concentracin
dehelio-4,helio-3,deuterioylitio-7.1 en el universo como
proporciones con respecto a la cantidad dehidrgenonormal, H. Todas
las abundancias dependen de un solo parmetro: la razn
entrefotonesybariones, que por su parte puede calcularse
independientemente a partir de la estructura detallada de la
radiacin csmica de fondo. Las proporciones predichas (en masa, no
volumen) son de cerca de 0,25 para la razn4He/H, alrededor de
10-3para2He/H, y alrededor de 10-4para3He/H.
Estas abundancias medidas concuerdan, al menos aproximadamente,
con las predichas a partir de un valor determinado de la razn de
bariones a fotones, y se considera una prueba slida en favor delBig
Bang, ya que esta teora es la nica explicacin conocida para la
abundancia relativa de elementos ligeros. De hecho no hay, fuera de
la teora delBig Bang, ninguna otra razn obvia por la que el
universo debiera, por ejemplo, tener ms o menos helio en proporcin
al hidrgeno.
Evolucin y distribucin galctica
Las observaciones detalladas de lamorfologayestructurade las
galaxias y cusares proporcionan una fuerte evidencia delBig Bang.
La combinacin de las observaciones con la teora sugiere que los
primeros cusares y galaxias se formaron hace alrededor de mil
millones de aos despus delBig Bang, y desde ese momento se han
estado formando estructuras ms grandes, como loscmulos de galaxiasy
lossupercmulos. Las poblaciones de estrellas han ido envejeciendo y
evolucionando, de modo que las galaxias lejanas (que se observan
tal y como eran en el principio del universo) son muy diferentes a
las galaxias cercanas (que se observan en un estado ms reciente).
Por otro lado, las galaxias formadas hace relativamente poco son
muy diferentes a las galaxias que se formaron a distancias
similares pero poco despus delBig Bang. Estas observaciones son
argumentos slidos en contra de la teora del estado estacionario.
Las observaciones de laformacin estelar, la distribucin de cusares
y galaxias, y las estructuras ms grandes concuerdan con las
simulaciones obtenidas sobre la formacin de la estructura en el
universo a partir delBig Bang, y estn ayudando a completar detalles
de la teora.
Otras evidencias
Despus de cierta controversia, la edad del Universo estimada por
la expansin Hubble y la CMB (Radiacin csmica de fondo) concuerda en
gran medida (es decir, ligeramente ms grande) con las edades de las
estrellas ms viejas, ambos medidos aplicando la teora de la
evolucin estelar de los cmulos globulares y a travs de la fecha
radiomtrica individual en las estrellas de la segunda Poblacin.
Problemas comunes
Histricamente, han surgido varios problemas dentro de la teora
delBig Bang. Algunos de ellos slo tienen inters histrico y han sido
evitados, ya sea por medio de modificaciones a la teora o como
resultado de observaciones ms precisas. Otros aspectos, como
elproblema de la penumbra en cspidey elproblema de la galaxia
enanademateria oscura fra, no se consideran graves, dado que pueden
resolverse a travs de un perfeccionamiento de la teora.
Existe un pequeo nmero de proponentes decosmologas no estndarque
piensan que no hubo unBig Bang. Afirman que las soluciones a los
problemas conocidos delBig Bangcontienen modificacionesad hocy
agregados a la teora. Las partes ms atacadas de la teora incluyen
lo concerniente a lamateria oscura, laenerga oscuray lainflacin
csmica. Cada una de estas caractersticas del universo ha sido
sugerida mediante observaciones de laradiacin de fondo de
microondas, laestructura a gran escala del cosmosy lassupernovas de
tipo IA, pero se encuentran en la frontera de lafsica
moderna(verproblemas no resueltos de la fsica). Si bien losefectos
gravitacionalesde materia y energa oscuras son bien conocidos de
forma observacional y terica, todava no han sido incorporados
almodelo estndarde lafsica de partculasde forma aceptable. Estos
aspectos de la cosmologa estndar siguen sin tener una explicacin
adecuada, pero la mayora de los astrnomos y los fsicos aceptan que
la concordancia entre la teora delBig Bangy la evidencia
observacional es tan cercana que permite establecer con cierta
seguridad casi todos los aspectos bsicos de la teora.
Los siguientes son algunos de los problemas y enigmas comunes
delBig Bang.
El problema del segundo principio de la termodinmica
Artculo principal:Segundo principio de la termodinmica
El problema del segundo principio de la termodinmica resulta del
hecho de que de este principio se deduce que laentropa, el
desorden, aumenta si se deja al sistema (eluniverso) seguir su
propio rumbo. Una de las consecuencias de laentropaes el aumento en
la proporcin entre radiacin y materia por lo tanto el universo
debera terminar en una muerte trmica, una vez que la mayor parte de
la materia se convierta en fotones y estos se diluyan en la
inmensidad del universo.
Otro problema sealado porRoger Penrosees que la entropa parece
haber sido anormalmente pequea en el estado inicial del universo.
Penrose evala la probabilidad de un estado inicial en
aproximadamente:.17De acuerdo con Penrose y otros, la teora
cosmolgica ordinaria no explica porqu la entropa inicial del
universo es tan anormalmente baja, y propone la hiptesis de
curvatura de Weil en conexin con ella. De acuerdo con esa hiptesis
unateora cuntica de la gravedaddebera dar una explicacin tanto del
porqu el universo se inici en un estado de curvatura de Weil nula y
de una entropa tan baja. Aunque todava no se ha logrado una teora
de lagravedad cunticasatisfactoria.
Por otro lado en la teora estndar el estado entrpico
anormalmente bajo, se considera que es producto de una "gran
casualidad" justificada por elprincipio antrpico. Postura que
Penrose y otros consideran filosficamente insatisfactoria.
El problema del horizonte
Artculo principal:Problema del horizonte
El problema del horizonte, tambin llamadoproblema de la
causalidad, resulta del hecho de que la informacin no puede viajar
ms rpido que la luz, de manera que dos regiones en el espacio
separadas por una distancia mayor que la velocidad de la luz
multiplicada por la edad del universo no pueden
estarcausalmenteconectadas. En este sentido, la isotropa observada
de la radiacin de fondo de microondas (CMB) resulta problemtica,
debido a que el tamao delhorizonte de partculasen ese tiempo
corresponde a un tamao de cerca de dos grados en el cielo. Si el
universo hubiera tenido la misma historia de expansin desde la poca
de Planck, no habra mecanismo que pudiera hacer que estas regiones
tuvieran la misma temperatura.
Esta aparente inconsistencia se resuelve con lateora
inflacionista, segn la cual un campo de energa escalar istropo
domina el universo al transcurrir un tiempo de Planck luego de la
poca de Planck. Durante la inflacin, el universo sufre una expansin
exponencial, y regiones que se afectan mutuamente se expanden ms
all de sus respectivos horizontes. Elprincipio de incertidumbre de
Heisenbergpredice que durante la fase inflacionista
habrfluctuaciones primordiales, que se simplificarn hasta la escala
csmica. Estas fluctuaciones sirven de semilla para toda la
estructura actual del universo. Al pasar la inflacin, el universo
se expande siguiendo la ley de Hubble, y las regiones que estaban
demasiado lejos para afectarse mutuamente vuelven al horizonte.
Esto explica la isotropa observada de la CMB. La inflacin predice
que las fluctuaciones primordiales son casi invariantes segn la
escala y que tienen unadistribucin normalo gaussiana, lo cual ha
sido confirmado con precisin por medidas de la CMB.
En 2003 apareci otra teora para resolver este problema,la
velocidad variante de la luzdeJoo Magueijo, que aunque a la larga
contradice la relatividad de Einstein usa su ecuacin incluyendo la
constante cosmolgica para resolver el problema de una forma muy
eficaz que tambin ayuda a solucionar el problema de la
planitud.
El problema de la planitud
Artculo principal:Problema de la planitud
El problema de la planitud (flatness problemen ingls) es un
problema observacional que resulta de las consecuencias que la
mtrica deFriedmann-Lematre-Robertson-Walkertiene para con
lageometra del universo. En general, se considera que existen tres
tipos de geometras posibles para nuestro universo segn
sucurvaturaespacial:geometra elptica(curvatura positiva),geometra
hiperblica(negativa) ygeometra euclidianao plana (curvatura
nula).
Dicha geometra viene determinada por la cantidad total de
densidad de energa del universo (medida mediante eltensor de
tensin-energa). Siendo el cociente entre la densidad de energa
medida observacionalmente y ladensidad crticac, se tiene que para
cada geometra las relaciones entre ambos parmetros han de ser:
La densidad en el presente es muy cercana a la densidad crtica,
o lo que es lo mismo, el universo hoy es espacialmente plano,
dentro de una buena aproximacin. Sin embargo, las diferencias con
respecto a la densidad crtica crecen con el tiempo, luego en el
pasado la densidad tuvo que ser an ms cercana a esta. Se ha medido
que en los primeros momentos del universo la densidad era diferente
a la crtica tan slo en una parte en 1015(una milbillonsima parte).
Cualquier desviacin mayor hubiese conducido a unamuerte trmicao
unBig Crunchy el universo no sera como ahora.
Una solucin a este problema viene de nuevo de lateora
inflacionaria. Durante el periodo inflacionario elespacio-tiempose
expandi tan rpido que provoc una especie deestiramientodel universo
acabando con cualquier curvatura residual que pudiese haber. As la
inflacin pudo hacer al universo plano.
Edad de los cmulos globulares
A mediados de los aos 90, las observaciones realizadas de
loscmulos globularesparecan no concondar con la Teora delBig Bang.
Las simulaciones realizadas por ordenador de acuerdo con las
observaciones de las poblacionesestelaresde cmulos de galaxias
sugirieron una edad de cerca de 15000 millones de aos, lo que
entraba en conflicto con la edad del universo, estimada en 13700
millones de aos. El problema qued resuelto a finales de esa dcada,
cuando las nuevas simulaciones realizadas, que incluan los efectos
de la prdida de masa debida a losvientos estelares, indicaron que
los cmulos globulares eran mucho ms jvenes. Quedan an en el aire
algunas preguntas en cuanto a con qu exactitud se miden las edades
de los cmulos, pero est claro que stos son algunos de los objetos
ms antiguos del universo.
Monopolos magnticos
La objecin de losmonopolos magnticosfue propuesta a finales de
ladcada de 1970. Lasteoras de la gran unificacinpredicendefectos
topolgicosen el espacio que se manifestaran como monopolos
magnticos encontrndose en el espacio con una densidad mucho mayor a
la observada. De hecho, hasta ahora, no se ha dado con ningn
monopolo. Este problema tambin queda resuelto mediante la inflacin
csmica, dado que sta elimina todos los puntos defectuosos del
universo observable de la misma forma que conduce la geometra hacia
su forma plana. Es posible que aun as pueda haber monopolos pero se
ha calculado que apenas si habra uno por cada universo visible, una
cantidad nfima y no observable en todo caso.
Materia oscura
En las diversas observaciones realizadas durante las dcadas de
los70y80(sobre todo las de lascurvas de rotacin de las galaxias) se
mostr que no haba suficiente materia visible en el universo para
explicar la intensidad aparente de las fuerzas gravitacionales que
se dan en y entre las galaxias. Esto condujo a la idea de que hasta
un 90% de la materia en el universo no es materia comn
obarinicasino materia oscura. Adems, la asuncin de que el universo
estuviera compuesto en su mayor parte por materia comn llev a
predicciones que eran fuertemente inconsistentes con las
observaciones. En particular, el universo es mucho menos
"inhomogneo" y contiene mucho menosdeuteriode lo que se puede
considerar sin la presencia de materia oscura. Mientras que la
existencia de la materia oscura era inicialmente polmica, ahora es
una parte aceptada de la cosmologa estndar, debido a las
observaciones de las anisotropas en el CMB,dispersinde velocidades
de loscmulos de galaxias, y en lasestructuras a gran escala,
estudios de laslentes gravitacionalesy medidas por medio derayos
xde los cmulos de galaxias. La materia oscura se ha detectado
nicamente a travs de su huella gravitacional; no se ha observado en
el laboratorio ninguna partcula que se le pueda corresponder. Sin
embargo, hay muchos candidatos a materia oscura enfsica de
partculas(como, por ejemplo, las partculas pesadas y neutras de
interaccin dbil oWIMP(Weak Interactive Massive Particles), y se
estn llevando a cabo diversos proyectos para detectarla.
Energa oscura
En la dcada de 1990, medidas detalladas de la densidad demasadel
universo revelaron que sta sumaba en torno al 30% de ladensidad
crtica. Puesto que el universo es plano, como indican las medidas
del fondo csmico de microondas, quedaba un 70% de densidad de
energa sin contar. Este misterio aparece ahora conectado con otro:
las mediciones independientes de lassupernovasdetipo Iahan revelado
que la expansin del universo experimenta una aceleracin de tipo no
lineal, en vez de seguir estrictamente la Ley de Hubble. Para
explicar esta aceleracin, la relatividad general necesita que gran
parte del universo consista en un componente energtico con
granpresin negativa. Se cree que esta energa oscura constituye ese
70% restante. Su naturaleza sigue siendo uno de los grandes
misterios delBig Bang. Los candidatos posibles incluyen
unaconstante cosmolgicaescalar y unaquintaesencia. Actualmente se
estn realizando observaciones que podran ayudar a aclarar este
punto.
El futuro de acuerdo con la teora delBig Bang
Antes de las observaciones de la energa oscura, los cosmlogos
consideraron dos posibles escenarios para el futuro del universo.
Si la densidad de masa del Universo se encuentra sobre la densidad
crtica, entonces el Universo alcanzara un tamao mximo y luego
comenzara a colapsarse. ste se hara ms denso y ms caliente
nuevamente, terminando en un estado similar al estado en el cual
empez en un proceso llamado Big Crunch. Por otro lado, si la
densidad en el Universo es igual o menor a la densidad crtica, la
expansin disminuira su velocidad, pero nunca se detendra. La
formacin de estrellas cesara mientras el Universo en crecimiento se
hara menos denso cada vez. El promedio de la temperatura del
universo podra acercarse asintticamente alcero absoluto(0Ko
-273,15C). Los agujeros negros se evaporaran por efecto de
laradiacin de Hawking. Laentropadel universo se incrementara hasta
el punto en que ninguna forma de energa podra ser extrada de l, un
escenario conocido comomuerte trmica. Ms an, si existe la
descomposicin del protn, proceso por el cual un protn decaera a
partculas menos masivas emitiendo radiacin en el proceso, entonces
todo el hidrgeno, la forma predominante del materia barinica en el
universo actual, desaparecera a muy largo plazo, dejando
soloradiacin.
Las observaciones modernas de la expansin acelerada implican que
cada vez una mayor parte deluniverso visibleen la actualidad quedar
ms all de nuestrohorizonte de sucesosy fuera de contacto. Se
desconoce cul sera el resultado de este evento. Elmodelo
Lambda-CMDdel universo contiene energa oscura en la forma de
unaconstante cosmolgica(de alguna manera similar a la que haba
incluido Einstein en su primera versin de las ecuaciones de campo).
Esta teora sugiere que slo los sistemas mantenidos
gravitacionalmente, como las galaxias, se mantendran juntos, y
ellos tambin estaran sujetos a lamuerte trmicaa medida que el
universo se enfriase y expandiese. Otras explicaciones de la energa
oscura-llamadasteoras de la energa fantasmasugieren que los cmulos
de galaxias y finalmente las galaxias mismas se desgarrarn por la
eterna expansin del universo, en el llamadoBig Rip.
Vase tambin:Destino ltimo del universo
Fsica especulativa ms all delBig Bang
A pesar de que el modelo delBig Bangse encuentra bien
establecido en la cosmologa, es probable que se redefina en el
futuro. Se tiene muy poco conocimiento sobre el universo ms
temprano, durante el cual se postula que ocurri la inflacin. Tambin
es posible que en esta teora existan porciones del Universo mucho
ms all de lo que es observable en principio. En la teora de la
inflacin, esto es un requisito: La expansin exponencial ha empujado
grandes regiones del espacio ms all de nuestro horizonte
observable. Puede ser posible deducir qu ocurri cuando tengamos un
mejor entendimiento de la fsica a altas energas. Las especulaciones
hechas al respecto, por lo general involucran teoras degravedad
cuntica.
Algunas propuestas son:
Inflacin catica.
Cosmologa de branas, incluyendo el modeloekpirtico, en el cual
elBig Banges el resultado de una colisin entre membranas.
Ununiverso oscilanteen el cual el estado primitivo denso y
caliente del universo temprano deriva delBig Crunchde un universo
similar al nuestro. El universo pudo haber atravesado un nmero
infinito debig bangsybig crunches. Elcclico, una extensin del
modelo ekpirtico, es una variacin moderna de esa posibilidad.
Modelos que incluyen lacondicin de contorno de Hartle-Hawking,
en la cual totalidad del espacio-tiempo es finito. Algunas
posibilidades son compatibles cualitativamente unas con otras. En
cada una se encuentran involucradas hiptesis an no testeadas.
Interpretaciones filosficas y religiosas
Existe un gran nmero de interpretaciones sobre la teora delBig
Bangque son completamente especulativas o extra-cientficas. Algunas
de estas ideas tratan de explicar la causa misma delBig
Bang(primera causa), y fueron criticadas por algunos
filsofosnaturalistaspor ser solamente nuevas versiones de
lacreacin. Algunas personas creen que la teora delBig Bangbrinda
soporte a antiguos enfoques de la creacin, como por ejemplo el que
se encuentra en elGnesis(vercreacionismo), mientras otros creen que
todas las teoras delBig Bangson inconsistentes con las mismas.
ElBig Bangcomo teora cientfica no se encuentra asociado con
ningunareligin. Mientras algunas interpretacionesfundamentalistasde
las religiones entran en conflicto con la historia del universo
postulada por la teora delBig Bang, la mayora de las
interpretaciones son liberales. A continuacin sigue una lista de
varias interpretaciones religiosas de la teora delBig Bang(que son
hasta cierto punto incompatibles con la propia descripcin cientfica
del mismo):
En la Biblia cristiana aparecen dos versculos que hablaran
delbig bangy elbig crunch: l est sentado sobre el crculo de la
tierra, cuyos moradores son como langostas; l extiende los cielos
como una cortina, los despliega como una tienda para morar
(Isaas40.22). Y todo el ejrcito de los cielos se disolver, y se
enrollarn los cielos como un libro; y caer todo su ejrcito como se
cae la hoja de la parra, y como se cae la de la higuera (Isaas
34.4).18
LaIglesia catlicaha aceptado elBig Bangcomo una descripcin del
origen del Universo.19Se ha sugerido que la teora delBig Banges
compatible con las vas de santoToms de Aquino, en especial con la
primera de ellas sobre el movimiento, as como con la
quinta.[citarequerida]
Algunos estudiantes delKabbalah, eldesmoy otras fes no
antropomrficas, concuerdan con la teora delBig Bang, conectndola
por ejemplo con la teora de la "retraccin divina"(tzimtzum)como es
explicado por el judoMoiss Maimnides.
Algunosmusulmanesmodernos creen que elCornhace un paralelo con
elBig Bangen su relato sobre la creacin: No ven los no creyentes
que los cielos y la Tierra fueron unidos en una sola unidad de
creacin, antes de que nosotros los separsemos a la fuerza? Hemos
creado todos los seres vivientes a partir del agua (captulo 21,
versculo 30). ElCorntambin parece describir un universo en
expansin: Hemos construido el cielo con poder, y lo estamos
expandiendo (52.47).
Algunas ramastestasdelhinduismo, tales como las
tradicionesvishnuistas, conciben una teora de la creacin con
ejemplos narrados en el tercer canto delBhagavata
Purana(principalmente, en los captulos 10 y 26), donde se describe
un estado primordial se expande mientras el GranVishnobserva,
transformndose en el estado activo de la suma total de la
materia(prakriti).
Elbudismoposee una concepcin del universo en el cual no hay un
evento de creacin. Sin embargo, no parece ser que la teora delBig
Bangentrara en conflicto con la misma, ya que existen formas de
obtener un universo eterno segn el paradigma. Cierto nmero de
populares filsofosZenestuvieron muy interesados, en particular, por
el concepto deluniverso oscilante
El hecho de que el universo est enexpansinse deriva de las
observaciones delcorrimiento al rojorealizadas en la dcada de 1920
y que se cuantifican por laley de Hubble. Dichas observaciones son
la prediccin experimental delmodelo de Friedmann-Robertson-Walker,
que es una solucin de las ecuaciones de campo de Einstein de
larelatividad general, que predicen el inicio del universo mediante
un big bang.
El "corrimiento al rojo" es un fenmeno observado por los
astrnomos, que muestra una relacin directa entre la distancia de un
objeto remoto (como una galaxia) y la velocidad con la que ste se
aleja. Si esta expansin ha sido continua a lo largo de la vida del
universo, entonces en el pasado estos objetos distantes que siguen
alejndose tuvieron que estar una vez juntos. Esta idea da pie a la
teora delBig Bang; el modelo dominante en la cosmologa actual.
Durante la era ms temprana delBig Bang, se cree que el universo
era un caliente y densoplasma. Segn avanz la expansin, la
temperatura decreci hasta el punto en que se pudieron formar los
tomos. En aquella poca, la energa de fondo se desacopl de la
materia y fue libre de viajar a travs del espacio. La energa
remanente continu enfrindose al expandirse el universo y hoy forma
elfondo csmico de microondas. Esta radiacin de fondo es
remarcablemente uniforme en todas direcciones, circunstancia que
los cosmlogos han intentado explicar como reflejo de un periodo
temprano deinflacin csmicadespus delBig Bang.
El examen de las pequeas variaciones en el fondo de radiacin de
microondas proporciona informacin sobre la naturaleza del universo,
incluyendo la edad y composicin. Laedad del universodesde elBig
Bang, de acuerdo a la informacin actual proporcionada por elWMAPde
laNASA, se estima en unos 13.700 millones de aos, con un margen de
error de un 1% (137 millones de aos). Otros mtodos de estimacin
ofrecen diferentes rangos de edad, desde 11.000 millones a 20.000
millones.
Sopa primigenia[editar]
Hasta hace poco, la primera centsima de segundo era ms bien un
misterio, impidiendo los cientficos describir exactamente cmo era
el universo. Los nuevos experimentos en elRHIC, en elBrookhaven
National Laboratory, han proporcionado a los fsicos una luz en esta
cortina de alta energa, de tal manera que pueden observar
directamente los tipos de comportamiento que pueden haber tomado
lugar en ese instante.7
En estas energas, losquarksque componen losprotonesy
losneutronesno estaban juntos, y una mezcla densa supercaliente de
quarks ygluones, con algunos electrones, era todo lo que poda
existir en los microsegundos anteriores a que se enfriaran lo
suficiente para formar el tipo de partculas de materia que
observamos hoy en da.8
Protogalaxias[editar]
Artculo principal:Protogalaxia
Los rpidos avances acerca de lo que pas despus de la existencia
de la materia aportan mucha informacin sobre la formacin de las
galaxias. Se cree que las primeras galaxias eran dbiles "galaxias
enanas" que emitan tanta radiacin que separaran los tomos gaseosos
de sus electrones. Este gas, a su vez, se estaba calentando y
expandiendo, y tena la posibilidad de obtener la masa necesaria
para formar las grandes galaxias que conocemos hoy.910
Destino final[editar]
Artculo principal:Destino ltimo del Universo
El destino final del universo tiene diversos modelos que
explican lo que suceder en funcin de diversos parmetros y
observaciones. De acuerdo con lateora general de la relatividadel
destino final ms probable depender del valor autntico de la
densidad de materia, en funcin ese parmetro se barajan dos tipos de
finales:
ElBig Crunch(Gran Implosin) que suceder si el universo tiene una
densidad de materia por encima de la densidad crtica, al punto de
que sea capaz de decelerar su expansin hasta detenerla y llegar a
invertirla. As la materia recondensara en una gran implosin guiada
por la gravedad.
ElBig Rip(Gran desgarramiento) que sucer si eventualmente la
densidad est por debajo de un valor crtico, los cmulos de galaxias
acabaran acercndose y formando grandes agujeros negros, del tipo
que se supone existe en el centro de muchas galaxias. Esos agujeros
negros pueden considerarse como un rasgado o desgarramiento del
espacio-tiempo.
A partir de los aos 1990 se comprob que el universo parece tener
unaexpansin acelerada, hecho que dentro de la relatividad general
slo es explicable acudiendo a un mecanismo de tipoconstante
cosmolgica. No se conoce si ese hecho puede dar lugar a un tercer
tipo de final.
Big Cruncho la Gran Implosin[editar]
Artculo principal:Big Crunch
Es posible que el inmenso aro que rodeaba a las galaxias sea una
forma de materia que resulta invisible desde laTierra. Estamateria
oscuratal vez constituya el 99% de todo lo que hay en el
universo.[citarequerida]
Si el universo es suficientemente denso, es posible que lafuerza
gravitatoriade toda esa materia pueda finalmente detener la
expansin inicial, de tal manera que el universo volvera a
contraerse, las galaxias empezaran a retroceder, y con el tiempo
colisionaran entre s. La temperatura se elevara, y el universo se
precipitara hacia un destino catastrfico en el que quedara reducido
nuevamente a un punto.
Algunos fsicos han especulado que despus se formara otro
universo, en cuyo caso se repetira el proceso. A esta teora se la
conoce como la teora deluniverso oscilante.
Hoy en da esta hiptesis parece incorrecta, pues a la luz de los
ltimos datos experimentales, el Universo se est expandiendo cada
vez ms rpido.
Big Ripo Gran Desgarramiento[editar]
Artculo principal:Big Rip
ElGran DesgarramientooTeora de la Eterna Expansin, llamado en
inglsBig Rip, es unahiptesiscosmolgica sobre eldestino ltimo del
universo. Este posible destino final del universo depende de la
cantidad deenerga oscuraexistente en el Universo. Si el universo
contiene suficiente energa oscura, podra acabar en un
desgarramiento de toda lamateria.
El valor clave esw, laraznentre la presin de la energa oscura y
sudensidad energtica. Aw< -1, el universo acabara por ser
desgarrado. Primero, lasgalaxiasse separaran entre s, luego la
gravedad sera demasiado dbil para mantener integrada cada galaxia.
Lossistemas planetariosperderan su cohesin gravitatoria. En los
ltimos minutos, se desbaratarnestrellasyplanetas, y lostomossern
destruidos.
Los autores de esta hiptesis calculan que el fin del tiempo
ocurrira aproximadamente 3,51010aos despus del Big Bang, es decir,
dentro de 2,01010aos.
Una modificacin de esta teora denominadaBig Freeze, aunque poco
aceptada,[citarequerida]afirma que el universo continuara su
expansin sin provocar unBig Rip.
Descripcin fsica[editar]
Tamao[editar]
Artculo principal:Universo observable
Muy poco se conoce con certeza sobre el tamao del universo.
Puede tener una longitud de billones de aos luz o incluso tener un
tamao infinito11. Un artculo de 200312dice establecer una cota
inferior de 24gigaparsecs(78000 millones de aos luz) para el tamao
del universo, pero no hay ninguna razn para creer que esta cota est
de alguna manera muy ajustada(Vaseforma del Universo).
El universoobservable(ovisible), que consiste en toda la materia
y energa que poda habernos afectado desde elBig Bangdada la
limitacin de lavelocidad de la luz, es ciertamente finito.
Ladistancia comvilal extremo del universo visible ronda los 46.500
millones de aos luz en todas las direcciones desde la Tierra. As,
el universo visible se puede considerar como una esfera perfecta
con la Tierra en el centro, y un dimetro de unos 93000 millones de
aos luz.13Hay que notar que muchas fuentes han publicado una amplia
variedad de cifras incorrectas para el tamao del universo visible:
desde 13700 hasta 180000 millones de aos luz.(Vaseuniverso
observable).
En el Universo las distancias que separan los astros son tan
grandes que, si las quisiramos expresar en metros, tendramos que
utilizar cifras muy grandes. Debido a ello, se utiliza como unidad
de longitud elao luz, que corresponde a la distancia que recorre la
luz en un ao.
Anteriormente, el modelo de universo ms comnmente aceptado era
el propuesto porAlbert Einsteinen suRelatividad General, en la que
propone un universo "finito pero ilimitado", es decir, que a pesar
de tener un volumen medible no tiene lmites, de forma anloga a la
superficie de una esfera, que es medible pero ilimitada. Esto era
propio de un universo esfrico. Hoy, gracias a las ltimas
observaciones realizadas por el WMAP de la NASA, se sabe que tiene
forma plana. Aunque no se descarta un posible universo plano
cerrado sobre s mismo.
Forma[editar]
Artculos principales:Forma del UniversoyEstructura a gran escala
del universo.
Universum,Grabado Flammarion,xilografa, publicada
enPars1888.
Una pregunta importante abierta en cosmologa es la forma del
universo. Matemticamente, qu3-variedadrepresenta mejor la parte
espacial del universo?
Si el universo es espacialmenteplano, se desconoce si las reglas
de lageometra Euclidianasern vlidas a mayor escala. Actualmente
muchos cosmlogos creen que el Universo observable est muy cerca de
ser espacialmente plano, con arrugas locales donde los objetos
masivos distorsionan elespacio-tiempo, de la misma forma que la
superficie de un lago es casi plana. Esta opinin fue reforzada por
los ltimos datos delWMAP, mirando hacia las "oscilaciones acsticas"
de las variaciones de temperatura en la radiacin de fondo de
microondas.14
Por otra parte, se desconoce si el universo esconexo. El
universo no tiene cotas espaciales de acuerdo al modelo estndar del
Big Bang, pero sin embargo debe ser espacialmente finito
(compacto). Esto se puede comprender utilizando una analoga en dos
dimensiones: la superficie de una esfera no tiene lmite, pero no
tiene un rea infinita. Es una superficie de dos dimensiones con
curvatura constante en una tercera dimensin. La3-esferaes un
equivalente en tres dimensiones en el que las tres dimensiones estn
constantemente curvadas en una cuarta.
Si el universo fuese compacto y sin cotas, sera posible, despus
de viajar una distancia suficiente, volver al punto de partida. As,
la luz de las estrellas y galaxias podra pasar a travs del universo
observable ms de una vez. Si el universo fuese mltiplemente conexo
y suficientemente pequeo (y de un tamao apropiado, tal vez
complejo) entonces posiblemente se podra ver una o varias veces
alrededor de l en alguna (o todas) direcciones. Aunque esta
posibilidad no ha sido descartada, los resultados de las ltimas
investigaciones de laradiacin de fondo de microondashacen que esto
parezca improbable.
Color[editar]
Caf con leche csmico, el color del universo.
Histricamente se ha credo que el Universo es de color negro,
pues es lo que observamos al momento de mirar al cielo en las
noches despejadas. En 2002, sin embargo, los astrnomosKarl
GlazebrookeIvan Baldryafirmaron en unartculo cientficoque el
universo en realidad es de un color que decidieron llamarcaf con
leche csmico.1516Este estudio se bas en la medicin del rango
espectral de la luz proveniente de un gran volumen del Universo,
sintetizando la informacin aportada por un total de ms de
200.000galaxias.
Homogeneidad e isotropa[editar]
Fluctuaciones en laradiacin de fondo de microondas,Imagen
NASA/WMAP.
Mientras que la estructura est considerablementefractalizadaa
nivel local (ordenada en una jerarqua de racimo), en los rdenes ms
altos de distancia el universo es muy homogneo. A estas escalas la
densidad del universo es muy uniforme, y no hay una direccin
preferida o significativamente asimtrica en el universo. Esta
homogeneidad eisotropaes un requisito de laMtrica de
Friedman-Lematre-Robertson-Walkerempleada en los modelos
cosmolgicos modernos.17
La cuestin de laanisotropaen el universo primigenio fue
significativamente contestada por elWMAP, que busc fluctuaciones en
la intensidad del fondo de microondas.18Las medidas de esta
anisotropa han proporcionado informacin til y restricciones sobre
la evolucin del Universo.
Hasta el lmite de la potencia de observacin de los instrumentos
astronmicos, los objetos irradian y absorben la energa de acuerdo a
las mismasleyes fsicasa como lo hacen en nuestra propia
galaxia.19Basndose en esto, se cree que las mismas leyes y
constantes fsicas son universalmente aplicables a travs de todo el
universo observable. No se ha encontrado ninguna prueba confirmada
que muestre que las constantes fsicas hayan variado desde elBig
Bang.20
Composicin[editar]
El universo observable actual parece tener un espacio-tiempo
geomtricamente plano, conteniendo unadensidadmasa-energa
equivalente a 9,9 1030gramos por centmetro cbico. Los
constituyentes primarios parecen consistir en un 73% deenerga
oscura, 23% demateria oscurafra y un 4% de tomos. As, la densidad
de los tomos equivaldra a un ncleo dehidrgenosencillo por cada
cuatro metros cbicos de volumen.21La naturaleza exacta de la energa
oscura y la materia oscura fra sigue siendo un misterio.
Actualmente se especula con que elneutrino, (una partcula muy
abundante en el universo), tenga, aunque mnima, una masa. De
comprobarse este hecho, podra significar que la energa y la materia
oscura no existen.
Durante las primeras fases delBig Bang, se cree que se formaron
las mismas cantidades de materia yantimateria. Materia y
antimateria deberan eliminarse mutuamente al entrar en contacto,
por lo que la actual existencia de materia (y la ausencia de
antimateria) supone una violacin de lasimetra CP(VaseViolacin CP),
por lo que puede ser que las partculas y las antipartculas no
tengan propiedades exactamente iguales o simtricas,22o puede que
simplemente las leyes fsicas que rigen el universo favorezcan la
supervivencia de la materia frente a la antimateria.23En este mismo
sentido, tambin se ha sugerido que quizs lamateria oscurasea la
causante de labariognesisal interactuar de distinta forma con la
materia que con la antimateria.24
Antes de la formacin de las primeras estrellas, la composicin
qumica del universo consista primariamente enhidrgeno(75% de la
masa total), con una suma menor dehelio-4(4He) (24% de la masa
total) y el resto de otros elementos.25Una pequea porcin de estos
elementos estaba en la forma delistopodeuterio(H),helio-3(He)
ylitio(7Li).26Lamateria interestelarde las galaxias ha sido
enriquecida sin cesar porelementosms pesados, generados por
procesos defusinen la estrellas, y diseminados como resultado de
las explosiones desupernovas, los vientos estelares y la expulsin
de la cubierta exterior de estrellas maduras.27
ElBig Bangdej detrs un flujo de fondo de fotones yneutrinos. La
temperatura de la radiacin de fondo ha decrecido sin cesar con la
expansin del universo y ahora fundamentalmente consiste en la
energa de microondas equivalente a una temperatura de 2'725K.28La
densidad del fondo de neutrinos actual es sobre 150 por centmetro
cbico.29
Vase tambin:Abundancia de los elementos qumicos
Estructura cuntica[editar]
Segn la fsica moderna, el Universo es un sistema cuntico
aislado, un campo unificado de ondas que entra en decoherencia al
tutor de la observacin o medicin. En tal virtud, en ltima
instancia, el entorno del Universo sera no local y no
determinista
Multiversos[editar]
Artculos principales:MultiversoyUniversos paralelos.
Loscosmlogos tericosestudian modelos del conjunto espacio-tiempo
que estnconectados, y buscan modelos que sean consistentes con los
modelos fsicos cosmolgicos del espacio-tiempo en la escala
deluniverso observable. Sin embargo, recientemente han tomado
fuerza teoras que contemplan la posibilidad demultiversoso varios
universos coexistiendo simultneamente. Segn la recientemente
enunciadaTeora de Multiexplosionesse pretende dar explicacin a este
aspecto, poniendo en relieve una posible convivencia de universos
en un mismo espacio.30
El universo, una ilusin?[editar]
Cientficos del King's College de Londres lograron recrear las
condiciones inmediatamente seguidas al Big Bang a travs del
conocimiento adquirido durante dos aos de lapartcula de Higgsy
llegaron a la conclusin de que, posiblemente, el universo colaps,
hasta dejar de existir casi tan pronto cuando empez,31lo qu plantea
la idea de que todo lo que vemos no existe y solo es el pasado de
los astros.32
Estructuras agregadas del universo[editar]
Las galaxias[editar]
Artculo principal:Galaxia
A gran escala, el universo est formado porgalaxiasy agrupaciones
de galaxias. Las galaxias son agrupaciones masivas deestrellas, y
son las estructuras ms grandes en las que se organiza la materia en
el universo. A travs del telescopio se manifiestan como manchas
luminosas de diferentes formas. A la hora de clasificarlas, los
cientficos distinguen entre las galaxias delGrupo Local, compuesto
por las treinta galaxias ms cercanas y a las que est unida
gravitacionalmente nuestra galaxia (laVa Lctea), y todas las dems
galaxias, a las que llaman "galaxias exteriores".
Las galaxias estn distribuidas por todo el universo y presentan
caractersticas muy diversas, tanto en lo que respecta a su
configuracin como a su antigedad. Las ms pequeas abarcan alrededor
de 3.000 millones de estrellas, y las galaxias de mayor tamao
pueden llegar a abarcar ms de un billn de astros. Estas ltimas
pueden tener un dimetro de 170.000 aos luz, mientras que las
primeras no suelen exceder de los 6.000 aos luz.
Adems de estrellas y sus astros asociados (planetas, asteroides,
etc...), las galaxias contienen tambinmateria interestelar,
constituida por polvo y gas en una proporcin que varia entre el 1 y
el 10% de su masa.
Se estima que el universo puede estar constituido por unos
100.000 millones de galaxias, aunque estas cifras varan en funcin
de los diferentes estudios.
Formas de galaxias[editar]
La creciente potencia de los telescopios, que permite
observaciones cada vez ms detalladas de los distintos elementos del
universo, ha hecho posible una clasificacin de las galaxias por su
forma. Se han establecido as cuatro tipos distintos: galaxias
elpticas, espirales, espirales barradas e irregulares.
Galaxias elpticas[editar]
Galaxia elptica NGC 1316.
Artculo principal:Galaxia elptica
En forma de elipse o de esferoide, se caracterizan por carecer
de una estructura interna definida y por presentar muy poca materia
interestelar. Se consideran las ms antiguas del universo, ya que
sus estrellas son viejas y se encuentran en una fase muy avanzada
de su evolucin.
Galaxias lenticulares[editar]
Artculo principal:Galaxia lenticular
Las galaxias de este tipo fueron en su momento galaxias
espirales, pero consumieron o perdieron gran parte de materia
interestelar, por lo que hoy carecen de brazos espirales y solo
presenta su ncleo. Aunque a veces existe cierta cantidad de materia
interestelar, sobre todo polvo, que se agrupa en forma de disco
alrededor de la esta. Estas galaxias constituyen alrededor del 3%
de las galaxias del universo.
Galaxias espirales[editar]
Artculo principal:Galaxia espiral
Estn constituidas por un ncleo central y dos o ms brazos en
espiral, que parten del ncleo. ste se halla formado por multitud de
estrellas y apenas tiene materia interestelar, mientras que en los
brazos abunda la materia interestelar y hay gran cantidad de
estrellas jvenes, que son muy brillantes. Alrededor del 75% de las
galaxias del universo son de este tipo.
Galaxia espiral barrada[editar]
Artculo principal:Galaxia espiral barrada
Es un subtipo de galaxia espiral, caracterizados por la
presencia de una barra central de la que tpicamente parten dos
brazos espirales. Este tipo de galaxias constituyen una fraccin
importante del total de galaxias espirales. La Va Lctea es una
galaxia espiral barrada.
Galaxias irregulares[editar]
Galaxia irregular NGC 1427.
Artculo principal:Galaxia irregular
Incluyen una gran diversidad de galaxias, cuyas configuraciones
no responden a las tres formas anteriores, aunque tienen en comn
algunas caractersticas, como la de ser casi todas pequeas y
contener un gran porcentaje de materia interestelar. Se calcula que
son irregulares alrededor del 5% de las galaxias del universo.
La Va Lctea[editar]
Artculo principal:Va Lctea
LaVa Lcteaes nuestragalaxia. Segn las observaciones, posee una
masa de 1012masas solaresy es de tipo espiral barrada. Con un
dimetro medio de unos 100000aos luzse calcula que contiene unos
200000 millones de estrellas, entre las cuales se encuentra elSol.
La distancia desde elSolal centro de la galaxia es de alrededor de
27700 aos luz (8.5kpc) A simple vista, se observa como una estela
blanquecina de forma elptica, que se puede distinguir en las noches
despejadas. Lo que no se aprecian son sus brazos espirales, en uno
de los cuales, el llamadobrazo de Orin, est situado nuestro sistema
solar, y por tanto la Tierra.
El ncleo central de la galaxia presenta un espesor uniforme en
todos sus puntos, salvo en el centro, donde existe un gran
abultamiento con un grosor mximo de 16.000 aos luz, siendo el
grosor medio de unos 6000 aos luz.
Todas las estrellas y la materia interestelar que contiene laVa
Lctea, tanto en el ncleo central como en los brazos, estn situadas
dentro de un disco de 100000 aos luz de dimetro, que gira sobre su
eje a una velocidad lineal superior a los 216km/s.33
Las constelaciones[editar]
Artculo principal:Constelacin
Tan slo 3 galaxias distintas a la nuestra son visibles a simple
vista. Tenemos laGalaxia de Andrmeda, visible desde el Hemisferio
Norte; laGran Nube de Magallanes, y laPequea Nube de Magallanes, en
el Hemisferio Sur celeste. El resto de las galaxias no son visibles
al ojo desnudo sin ayuda de instrumentos. S que lo son, en cambio,
las estrellas que forman parte de laVa Lctea. Estas estrellas
dibujan a menudo en el cielo figuras reconocibles, que han recibido
diversos nombres en relacin con su aspecto. Estos grupos de
estrellas de perfil identificable se conocen con el nombre
deconstelaciones. LaUnin Astronmica Internacionalagrup oficialmente
las estrellas visibles en 88 constelaciones, algunas de ellas muy
extensas, comoHidrao laOsa Mayor, y otras muy pequeas
comoFlechayTringulo.
Las estrellas[editar]
Artculo principal:Estrella
Son los elementos constitutivos ms destacados de lasgalaxias.
Las estrellas son enormes esferas de gas que brillan debido a sus
gigantescas reacciones nucleares. Cuando debido a la fuerza
gravitatoria, la presin y la temperatura del interior de una
estrella es suficientemente intensa, se inicia lafusin nuclearde
sus tomos, y comienzan a emitir una luz roja oscura, que despus se
mueve hacia el estado superior, que es en el que est nuestro Sol,
para posteriormente, al modificarse las reacciones nucleares
interiores, dilatarse y finalmente enfriarse.
Al acabarse el hidrgeno, se originan reacciones nucleares de
elementos ms pesados, ms energticas, que convierten la estrella en
una gigante roja. Con el tiempo, sta vuelve inestable, a la vez que
lanza hacia el espacio exterior la mayor parte del material
estelar. Este proceso puede durar 100 millones de aos, hasta que se
agota toda la energa nuclear, y la estrella se contrae por efecto
de la gravedad hasta hacerse pequea y densa, en la forma de enana
blanca, azul o marrn. Si la estrella inicial es varias veces ms
masiva que elSol, su ciclo puede ser diferente, y en lugar de una
gigante, puede convertirse en una supergigante y acabar su vida con
una explosin denominadasupernova. Estas estrellas pueden acabar
comoestrellas de neutrones. Tamaos an mayores de estrellas pueden
consumir todo su combustible muy rpidamente, transformndose en una
entidad supermasiva llamadaagujero negro.
LosPlsaresson fuentes de ondas de radio que emiten con periodos
regulares. La palabra Plsar significapulsating radio source(fuente
de radio pulsante). Se detectan medianteradiotelescopiosy se
requieren relojes de extraordinaria precisin para detectar sus
cambios de ritmo. Los estudios indican que un plsar es unaestrella
de neutronespequea que gira a gran velocidad. El ms conocido est en
laNebulosa del Cangrejo. Su densidad es tan grande que una muestra
de cusar del tamao de una bola de bolgrafo tendra una masa de cerca
de 100.000 toneladas. Su campo magntico, muy intenso, se concentra
en un espacio reducido. Esto lo acelera y lo hace emitir gran
cantidad de energa en haces de radiacin que aqu recibimos como
ondas de radio.
La palabraCusares un acrnimo dequasi stellar radio
source(fuentes de radio casi estelares). Se identificaron en la
dcada de 1950. Ms tarde se vio que mostraban un desplazamiento al
rojo ms grande que cualquier otro objeto conocido. La causa era
elEfecto Doppler, que mueve el espectro hacia el rojo cuando los
objetos se alejan. El primer Cusar estudiado, denominado 3C 273,
est a 1.500 millones de aos luz de la Tierra. A partir de 1980 se
han identificado miles de cusares, algunos alejndose de nosotros a
velocidades del 90% de la de la luz.
Se han descubierto cusares a 12.000 millones de aos luz de la
Tierra; prcticamente la edad del Universo. A pesar de las enormes
distancias, la energa que llega en algunos casos es muy grande,
equivalente la recibida desde miles de galaxias: como ejemplo, el
s50014+81 es unas 60.000 veces ms brillante que toda laVa
Lctea.
Los planetas[editar]
Artculo principal:Planeta
Los planetas son cuerpos que giran en torno a una estrella y
que, segn la definicin de laUnin Astronmica Internacional, deben
cumplir adems la condicin de haber limpiado su rbita de otros
cuerpos rocosos importantes, y de tener suficiente masa como para
que su fuerza de gravedad genere un cuerpo esfrico. En el caso de
cuerpos que orbitan alrededor de una estrella que no cumplan estas
caractersticas, se habla deplanetas enanos,planetesimales,
oasteroides. En nuestroSistema Solarhay 8
planetas:Mercurio,Venus,Tierra,Marte,Jpiter,Saturno,UranoyNeptuno,
considerndose desde 2006 aPlutncomo unplaneta enano. A finales de
2009, fuera de nuestro Sistema Solar se han detectado ms de
400planetas extrasolares, pero los avances tecnolgicos estn
permitiendo que este nmero crezca a buen ritmo.
Los satlites[editar]
Artculo principal:Satlite natural
Los satlites naturales son astros que giran alrededor de los
planetas. El nico satlite natural de laTierraes laLuna, que es
tambin el satlite ms cercano alsol. A continuacin se enumeran los
principales satlites de los planetas del sistema solar (se incluye
en el listado aPlutn, considerado por laUAIcomo unplaneta
enano).
Tierra: 1 satlite Luna
Marte: 2 satlites Fobos,Deimos
Jpiter: 63 satlites
Metis,Adrastea,Amaltea,Tebe,o,Europa,Ganimedes,Calisto,Leda,Himalia,Lisitea,Elara,Anank,Carm,Pasfae,Sinope...
Saturno: 59 satlites
Pan,Atlas,Prometeo,Pandora,Epimeteo,Jano,Mimas,Enclado,Tetis,Telesto,Calipso,Dione,Helena,Rea,Titn,Hiperin,Jpeto,Febe...
Urano: 15 satlites
Cordelia,Ofelia,Bianca,Crsida,Desdmona,Julieta,Porcia,Rosalinda,Belinda,Puck,Miranda,Ariel,Umbriel,Titania,Obern.
Neptuno: 8 satlites
Nyade,Talasa,Despina,Galatea,Larisa,Proteo,Tritn,Nereida
Plutn: 5 satlites Caronte,Nix,Hidra,CerberoyEstigia
Asteroides y cometas[editar]
Artculos principales:AsteroideyCometa.
En aquellas zonas de la rbita de una estrella en las que, por
diversos motivos, no se ha producido la agrupacin de la materia
inicial en un nico cuerpo dominante oplaneta, aparecen los discos
deasteroides: objetos rocosos de muy diversos tamaos que orbitan en
grandes cantidades en torno a la estrella, chocando eventualmente
entre s. Cuando las rocas tienen dimetros inferiores a 50m se
denominanmeteoroides. A consecuencia de las colisiones, algunos
asteroides pueden variar sus rbitas, adoptando trayectorias muy
excntricas que peridicamente les acercan la estrella. Cuando la
composicin de estas rocas es rica en agua u otros elementos
voltiles, el acercamiento a la estrella y su consecuente aumento de
temperatura origina que parte de su masa se evapore y sea
arrastrada por elviento solar, creando una larga cola de material
brillante a medida que la roca se acerca a la estrella. Estos
objetos se denominancometas. En nuestro sistema solar hay dos
grandes discos de asteroides: uno situado entre las rbitas
deMarteyJpiter, denominado elCinturn de asteroides, y otro mucho ms
tenue y disperso en los lmites del sistema solar, a aproximadamente
unao luzde distancia, denominadoNube de Oort.
Indicios de un comienzo[editar]
Lateora general de la relatividad, que publicAlbert
Einsteinen1916, implicaba que el cosmos se hallaba en expansin o en
contraccin. Pero este concepto era totalmente opuesto a la nocin de
un universo esttico, aceptada entonces hasta por el propio
Einstein. De ah que ste incluyera en sus clculos lo que denomin
constante cosmolgica, ajuste mediante el cual intentaba conciliar
su teora con la idea aceptada de un universo esttico e inmutable.
Sin embargo, ciertos descubrimientos que se sucedieron en los aos
veinte llevaron a Einstein a decir que el ajuste que haba efectuado
a su teora de la relatividad era el mayor error de su vida. Dichos
descubrimientos se realizaron gracias a la instalacin de un
enormetelescopiode 254 centmetros en elmonte Wilson(California).
Las observaciones formuladas en los aos veinte con la ayuda de este
instrumento demostraron que el universo se halla en expansin.
Hasta entonces, los mayores telescopios solo permitan
identificar lasestrellasde nuestragalaxia, laVa Lctea, y aunque se
vean borrones luminosos, llamados nebulosas, por lo general se
tomaban por remolinos de gas existentes en nuestra galaxia. Gracias
a la mayor potencia deltelescopiodelmonte Wilson,Edwin Hubblelogr
distinguir estrellas en aquellasnebulosas. Finalmente se descubri
que los borrones eran lo mismo que laVa Lctea:galaxias. Hoy se cree
que hay entre 50.000 y 125.000 millones de galaxias, cada una con
cientos de miles de millones de estrellas.
A finales de los aos veinte, Hubble tambin descubri que las
galaxias se alejan de nosotros, y que lo hacen ms velozmente cuanto
ms lejos se hallan. Losastrnomoscalculan la tasa de recesin de las
galaxias mediante elespectrgrafo, instrumento que mide el espectro
de la luz procedente de los astros. Para ello, dirigen laluzque
proviene de estrellas lejanas hacia unprisma, que la descompone en
los colores que la integran.
La luz de un objeto es rojiza (fenmeno llamadocorrimiento al
rojo) si este se aleja del observador, yazulada(corrimiento al
azul) si se le aproxima. Cabe destacar que, salvo en el caso de
algunas galaxias cercanas, todas las galaxias conocidas tienen
lneas espectrales desplazadas hacia elrojo. De ah infieren los
cientficos que el universo se expande de forma ordenada. La tasa de
dicha expansin se determina midiendo el grado de desplazamiento al
rojo. Qu conclusin se ha extrado de la expansin del cosmos? Pues
bien, un cientfico invit al pblico a analizar el proceso a la
inversa como una pelcula de la expansin proyectada en retroceso a
fin de observar la historia primitiva del universo. Visto as, el
cosmos parecera estar en recesin o contraccin, en vez de en
expansin y retornara finalmente a un nico punto de origen.
El famoso fsicoStephen Hawkingconcluy lo siguiente en su
libroAgujeros negros y pequeos universos(y otros ensayos), editado
en 1993: Lacienciapodra afirmar que el universo tena que haber
conocido un comienzo. Pero hace aos, muchos expertos rechazaban que
el universo hubiese tenido principio. El famoso cientficoFred
Hoyleno aceptaba que el cosmos hubiera surgido mediante lo que llam
burlonamente a big bang (una gran explosin). Uno de los argumentos
que esgrima era que, de haber existido un comienzo tan dinmico,
deberan conservarse residuos de aquel acontecimiento en algn lugar
del universo: tendra que haberradiacin fsil, por as decirlo; una
leveluminiscencia residual.
El diarioThe New York Times(8 de marzo de 1998) indic que hacia
1965 los astrnomosArno PenziasyRobert Wilsondescubrieron la
omnipresenteradiacin de fondo: el destello residual de laexplosin
primigenia. El artculo aadi: Todo indicaba que la teora [de la gran
explosin] haba triunfado.
Pero en los aos posteriores al hallazgo se formul esta objecin:
Si el modelo de la gran explosin era correcto, por qu no se haban
detectado leves irregularidades en la radiacin? (La formacin de las
galaxias habra requerido un universo que contase con zonas ms fras
y densas que permitieran la fusin de la materia.) En efecto, los
experimentos realizados por Penzias y Wilson desde la superficie
terrestre no revelaban tales irregularidades.
Por esta razn, laNASAlanz en noviembre de 1989 el
satliteCOBE(siglas de Explorador del Fondo Csmico, en ingls), cuyos
descubrimientos se calificaron de cruciales. Lasondasque detect
suradimetro diferencial de microondascorrespondan a las
fluctuaciones que dejaron su impronta en el cosmos y que hace miles
de millones de aos llevaron a la formacin de las galaxias.
Otros trminos[editar]