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Universo

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  1. 1. UniversoEl universo es la totalidad del espacio y del tiempo, de todas las formas de lamateria, la energía y el impulso, lasleyes y constantes físicas que las gobiernan. Sin embargo, el término universo puede ser utilizado en sentidos 1contextuales ligeramente diferentes, para referirse a conceptos como elcosmos, el mundo o la naturaleza.Observaciones astronómicas indican que el universo tiene una edad de 13,73 ± 0,12 millardos de años y por lo 2menos 93.000 millones de años luz de extensión. El evento que se cree que dio inicio al universo se denomina BigBang. En aquel instante toda la materia y la energía del universo observable estaba concentrada en un puntode densidad infinita. Después del Big Bang, el universo comenzó a expandirse para llegar a su condición actual, ycontinúa haciéndolo.Debido a que, según la teoría de la relatividad especial, la materia no puede moverse a una velocidad superior ala velocidad de la luz, puede parecer paradójico que dos objetos del universo puedan haberse separado 93 milmillones de años luz en un tiempo de únicamente 13 mil millones de años; sin embargo, esta separación no entra enconflicto con la teoría de la relatividad general, ya que ésta sólo afecta al movimiento en el espacio, pero no alespacio mismo, que puede extenderse a un ritmo superior, no limitado por la velocidad de la luz. Por lo tanto,dos galaxias pueden separarse una de la otra más rápidamente que la velocidad de la luz si es el espacio entre ellasel que se dilata.Mediciones sobre la distribución espacial y el desplazamiento hacia el rojo (redshift) de galaxias distantes,la radiación cósmica de fondo de microondas, y los porcentajes relativos de los elementos químicos más ligeros,apoyan la teoría de la expansión del espacio, y más en general, la teoría del Big Bang, que propone que el universoen sí se creó en un momento específico en el pasado.Observaciones recientes han demostrado que esta expansión se está acelerando, y que la mayor parte de la materiay la energía en el universo es fundamentalmente diferente de la observada en la Tierra, y no es directamente 3observable (véanse materia oscura y energía oscura). La imprecisión de las observaciones actuales ha limitado laspredicciones sobre el destino final del universo.Los experimentos sugieren que el universo se ha regido por las mismas leyes físicas, constantes a lo largo de suextensión e historia. La fuerza dominante en distancias cósmicas es la gravedad, y la relatividad general esactualmente la teoría más exacta para describirla. Las otras tres fuerzas fundamentales, y las partículas en las queactúan, son descritas por elModelo Estándar. El universo tiene por lo menos tres dimensiones de espacio y una detiempo, aunque experimentalmente no se pueden descartar dimensiones adicionales muy pequeñas. El espacio-tiempo parece estar conectado de forma sencilla, y el espacio tiene una curvatura media muy pequeña o inclusonula, de manera que la geometría euclidiana es, como norma general, exacta en todo el universo.La ciencia modeliza el universo como un sistema cerrado que contiene energía y materia adscritas al espacio-tiempo y que se rige fundamentalmente por principios causales.Basándose en observaciones del universo observable, los físicos intentan describir el continuo espacio-tiempo enque nos encontramos, junto con toda la materia y energía existentes en él. Su estudio, en las mayores escalas, es elobjeto de lacosmología, disciplina basada en la astronomía y la física, en la cual se describen todos los aspectos deeste universo con sus fenómenos.
  2. 2. La teoría actualmente más aceptada sobre la formación del universo, dada por el belga valón Lemaître, es el modelodel Big Bang, que describe la expansión del espacio-tiempo a partir de una singularidad espaciotemporal. Eluniverso experimentó un rápido periodo de inflación cósmica que arrasó todas las irregularidades iniciales. A partirde entonces el universo se expandió y se convirtió en estable, más frío y menos denso. Las variaciones menores enla distribución de la masa dieron como resultado la segregación fractal en porciones, que se encuentran en eluniverso actual como cúmulos de galaxias.En cuanto a su destino final, las pruebas actuales parecen apoyar las teorías de la expansión permanente deluniverso (Big Freeze ó Big Rip), aunque otras afirman que la materia oscura podría ejercer la fuerza de gravedadsuficiente para detener la expansión y hacer que toda la materia se comprima nuevamente; algo a lo que loscientíficos denominan el Big Crunch o la Gran Implosión.Porción observableArtículo principal: Universo observableLos cosmólogos teóricos y astrofísicos utilizan de manera diferente el término universo, designando bien el sistema 4completo o únicamente una parte de él. Según el convenio de los cosmólogos, el término universo se refierefrecuentemente a la parte finita del espacio-tiempo que es directamente observable utilizando telescopios, otrosdetectores, y métodos físicos, teóricos y empíricos para estudiar los componentes básicos del universo y susinteracciones. Los físicos cosmólogos asumen que la parte observable del espacio comóvil (también llamado nuestrouniverso) corresponde a una parte de un modelo del espacio entero y normalmente no es el espacio entero.Frecuentemente se utiliza el término el universo como ambas: la parte observable del espacio-tiempo, o el espacio-tiempo entero.Algunos cosmólogos creen que el universo observable es una parte extremadamente pequeña del universo «entero»realmente existente, y que es imposible observar todo el espacio comóvil. En la actualidad se desconoce si esto escorrecto, ya que de acuerdo a los estudios de la forma del universo, es posible que el universo observable esté cerca 5 6de tener el mismo tamaño que todo el espacio. La pregunta sigue debatiéndose. Si una versión del escenario dela inflación cósmica es correcta, entonces aparentemente no habría manera de determinar si el universo es finitoo infinito. En el caso del universo observable, éste puede ser solo una mínima porción del universo existente, y porconsiguiente puede ser imposible saber realmente si el universo está siendo completamente observado.EvoluciónTeoría sobre el origen y la formación del Universo (Big Bang)Artículo principal: Teoría del Big BangEl hecho de que el universo esté en expansión se deriva de las observaciones del corrimiento al rojo realizadas en ladécada de 1920 y que se cuantifican por la ley de Hubble. Dichas observaciones son la predicción experimentaldel modelo de Friedmann-Robertson-Walker, que es una solución de las ecuaciones de campo de Einstein dela relatividad general, que predicen el inicio del universo mediante un big bang.El "corrimiento al rojo" es un fenómeno observado por los astrónomos, que muestra una relación directa entre ladistancia de un objeto remoto (como una galaxia) y la velocidad con la que éste se aleja. Si esta expansión ha sidocontinua a lo largo de la vida del universo, entonces en el pasado estos objetos distantes que siguen alejándosetuvieron que estar una vez juntos. Esta idea da pie a la teoría del Big Bang; el modelo dominante en la cosmologíaactual.Durante la era más temprana del Big Bang, se cree que el universo era un caliente y denso plasma. Según avanzó laexpansión, la temperatura decreció hasta el punto en que se pudieron formar los átomos. En aquella época, laenergía de fondo se desacopló de la materia y fue libre de viajar a través del espacio. La energía remanentecontinuó enfriándose al expandirse el universo y hoy forma el fondo cósmico de microondas. Esta radiación de fondo
  3. 3. es remarcablemente uniforme en todas direcciones, circunstancia que los cosmólogos han intentado explicar comoreflejo de un periodo temprano deinflación cósmica después del Big Bang.El examen de las pequeñas variaciones en el fondo de radiación de microondas proporciona información sobre lanaturaleza del universo, incluyendo la edad y composición. La edad del universo desde el Big Bang, de acuerdo a lainformación actual proporcionada por el WMAP de la NASA, se estima en unos 13.700 millones de años, con unmargen de error de un 1% (137 millones de años). Otros métodos de estimación ofrecen diferentes rangos de edad,desde 11.000 millones a 20.000 millones.Sopa PrimigeniaHasta hace poco, la primera centésima de segundo era más bien un misterio, impidiendo los científicos describirexactamente cómo era el universo. Los nuevos experimentos en el RHIC, en el Brookhaven National Laboratory, hanproporcionado a los físicos una luz en esta cortina de alta energía, de tal manera que pueden observar directamente 7los tipos de comportamiento que pueden haber tomado lugar en ese instante.En estas energías, los quarks que componen los protones y los neutrones no estaban juntos, y una mezcla densasupercaliente de quarks y gluones, con algunos electrones, era todo lo que podía existir en los microsegundos 8anteriores a que se enfriaran lo suficiente para formar el tipo de partículas de materia que observamos hoy en día.ProtogalaxiasArtículo principal: ProtogalaxiaLos rápidos avances acerca de lo que pasó después de la existencia de la materia aportan mucha información sobrela formación de las galaxias. Se cree que las primeras galaxias eran débiles "galaxias enanas" que emitían tantaradiación que separarían los átomos gaseosos de sus electrones. Este gas, a su vez, se estaba calentando yexpandiendo, y tenía la posibilidad de obtener la masa necesaria para formar las grandes galaxias que conocemos 9 10hoy.Destino FinalArtículo principal: Destino último del UniversoEl destino final del universo tiene diversos modelos que explican lo que sucederá en función de diversos parámetrosy observaciones. A continuación se explican los modelos fundamentales más aceptados:Big Crunch o la Gran ImplosiónArtículo principal: Big CrunchEs posible que el inmenso aro que rodeaba a las galaxias sea una forma de materia que resulta invisible desde [cita requerida]la Tierra. Esta materia oscura tal vez constituya el 99% de todo lo que hay en el universo.Si el universo es suficientemente denso, es posible que la fuerza gravitatoria de toda esa materia pueda finalmentedetener la expansión inicial, de tal manera que el universo volvería a contraerse, las galaxias empezarían aretroceder, y con el tiempo colisionarían entre sí. La temperatura se elevaría, y el universo se precipitaría hacia undestino catastrófico en el que quedaría reducido nuevamente a un punto.Algunos físicos han especulado que después se formaría otro universo, en cuyo caso se repetiría el proceso. A estateoría se la conoce como la teoría del universo oscilante.Hoy en día esta hipótesis parece incorrecta, pues a la luz de los últimos datos experimentales, el Universo se estáexpandiendo cada vez más rápido.Big Rip o Gran DesgarramientoArtículo principal: Big RipEl Gran Desgarramiento o Teoría de la Eterna Expansión, llamado en inglés Big Rip, esuna hipótesis cosmológica sobre el destino último del universo. Este posible destino final del universo depende de la
  4. 4. cantidad de energía oscuraexistente en el Universo. Si el universo contiene suficiente energía oscura, podría acabaren un desgarramiento de toda lamateria.El valor clave es w, la razón entre la presión de la energía oscura y su densidad energética. A w < -1, el universoacabaría por ser desgarrado. Primero, las galaxias se separarían entre sí, luego la gravedad sería demasiado débilpara mantener integrada cada galaxia. Los sistemas planetarios perderían su cohesión gravitatoria. En los últimosminutos, se desbaratarán estrellas y planetas, y los átomos serán destruidos. 10Los autores de esta hipótesis calculan que el fin del tiempo ocurriría aproximadamente 3,5×10 años después 10del Big Bang, es decir, dentro de 2,0×10 años. [cita requerida]Una modificación de esta teoría denominada Big Freeze, aunque poco aceptada, afirma que el universocontinuaría su expansión sin provocar un Big Rip.Descripción físicaArtículo principal: Universo observableMuy poco se conoce con certeza sobre el tamaño del universo. Puede tener una longitud de billones de años luz o 11incluso tener un tamaño infinito. Un artículo de 2003 dice establecer una cota inferior de 24 gigaparsecs (78.000millones de años luz) para el tamaño del universo, pero no hay ninguna razón para creer que esta cota está dealguna manera muy ajustada(Véase forma del Universo). pero hay distintas tesis del tamaño; una de ellas es quehay varios universos, otro es que el universo es infinitoEl universo observable (o visible), que consiste en toda la materia y energía que podía habernos afectado desdeel Big Bang dada la limitación de la velocidad de la luz, es ciertamente finito. La distancia comóvil al extremo deluniverso visible ronda los 46.500 millones de años luz en todas las direcciones desde la Tierra. Así, el universovisible se puede considerar como una esfera perfecta con la Tierra en el centro, y un diámetro de unos 93.000 12millones de años luz. Hay que notar que muchas fuentes han publicado una amplia variedad de cifras incorrectaspara el tamaño del universo visible: desde 13.700 hasta 180.000 millones de años luz. (Véase universo observable).En el Universo las distancias que separan los astros son tan grandes que, si las quisiéramos expresar en metros,tendríamos que utilizar cifras muy grandes. Debido a ello, se utiliza como unidad de longitud el año luz, quecorresponde a la distancia que recorre la luz en un año.Actualmente, el modelo de universo más comúnmente aceptado es el propuesto por Albert Einstein ensu Relatividad General, en la que propone un universo "finito pero ilimitado", es decir, que a pesar de tener unvolumen medible no tiene límites, de forma análoga a la superficie de una esfera, que es medible pero ilimitada.FormaUna pregunta importante abierta en cosmología es la forma del universo. Matemáticamente, ¿qué 3-variedad representa mejor la parte espacial del universo?Si el universo es espacialmente plano, se desconoce si las reglas de lageometría Euclidiana serán válidas a mayorescala. Actualmente muchos cosmólogos creen que el Universo observable está muy cerca de ser espacialmenteplano, con arrugas locales donde los objetos masivos distorsionan el espacio-tiempo, de la misma forma que lasuperficie de un lago es casi plana. Esta opinión fue reforzada por los últimos datos del WMAP, mirando hacia las 13"oscilaciones acústicas" de las variaciones de temperatura en la radiación de fondo de microondas.Por otra parte, se desconoce si el universo es múltiplemente conexo. El universo no tiene cotas espaciales deacuerdo al modelo estándar del Big Bang, pero sin embargo debe ser espacialmente finito (compacto). Esto sepuede comprender utilizando una analogía en dos dimensiones: la superficie de una esfera no tiene límite, pero notiene un área infinita. Es una superficie de dos dimensiones con curvatura constante en una tercera dimensión. La 3-esfera es un equivalente en tres dimensiones en el que las tres dimensiones están constantemente curvadas en unacuarta.Si el universo fuese compacto y sin cotas, sería posible, después de viajar una distancia suficiente, volver al puntode partida. Así, la luz de las estrellas y galaxias podría pasar a través del universo observable más de una vez. Si el
  5. 5. universo fuese múltiplemente conexo y suficientemente pequeño (y de un tamaño apropiado, tal vez complejo)entonces posiblemente se podría ver una o varias veces alrededor de él en alguna (o todas) direcciones. Aunqueesta posibilidad no ha sido descartada, los resultados de las últimas investigaciones de la radiación de fondo demicroondas hacen que esto parezca improbable.Color Café cortado cósmico, el color del universo.Históricamente se ha creído que el Universo es de color negro, pues es lo que observamos al momento de mirar alcielo en las noches despejadas. En 2002, sin embargo, los astrónomos Karl Glazebrook e Ivan Baldry afirmaron en 14 15un artículo científico que el universo en realidad es de un color que decidieron llamar café cortado cósmico. Esteestudio se basó en la medición del rango espectral de la luz proveniente de un gran volumen del Universo,sintetizando la información aportada por un total de más de 200.000 galaxias.Homogeneidad e isotropíaMientras que la estructura está considerablemente fractalizada a nivel local (ordenada en una jerarquía de racimo),en los órdenes más altos de distancia el universo es muy homogéneo. A estas escalas la densidad del universo esmuy uniforme, y no hay una dirección preferida o significativamente asimétrica en el universo. Esta homogeneidade isotropía es un requisito de la Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker empleada en los modelos 16cosmológicos modernos.La cuestión de la anisotropía en el universo primigenio fue significativamente contestada por el WMAP, que buscó 17fluctuaciones en la intensidad del fondo de microondas. Las medidas de esta anisotropía han proporcionadoinformación útil y restricciones sobre la evolución del Universo.Hasta el límite de la potencia de observación de los instrumentos astronómicos, los objetos radian y absorben la 18energía de acuerdo a las mismas leyes físicas a como lo hacen en nuestra propia galaxia. Basándose en esto, secree que las mismas leyes y constantes físicas son universalmente aplicables a través de todo el universoobservable. No se ha encontrado ninguna prueba confirmada que muestre que las constantes físicas hayan variado 19desde el Big Bang.ComposiciónEl universo observable actual parece tener un espacio-tiempo geométricamente plano, conteniendo una densidad -30masa-energía equivalente a 9,9 × 10 gramos por centímetro cúbico. Los constituyentes primarios parecen consistiren un 73% de energía oscura, 23% de materia oscura fría y un 4% de átomos. Así, la densidad de los átomos 20equivaldría a un núcleo de hidrógeno sencillo por cada cuatro metros cúbicos de volumen. La naturaleza exacta dela energía oscura y la materia oscura fría sigue siendo un misterio. Actualmente se especula con que el neutrino,(una partícula muy abundante en el universo), tenga, aunque mínima, una masa. De comprobarse este hecho,podría significar que la energía y la materia oscura no existen.Durante las primeras fases del Big Bang, se cree que se formaron las mismas cantidades de materia y antimateria.Materia y antimateria deberían eliminarse mutuamente al entrar en contacto, por lo que la actual existencia demateria (y la ausencia de antimateria) supone una violación de la simetría CP (Véase Violación CP), por lo que 21puede ser que las partículas y las antipartículas no tengan propiedades exactamente iguales o simétricas, o puedeque simplemente las leyes físicas que rigen el universo favorezcan la supervivencia de la materia frente a la 22antimateria. En este mismo sentido, también se ha sugerido que quizás la materia oscura sea la causante de 23la bariogénesis al interactuar de distinta forma con la materia que con la antimateria.Antes de la formación de las primeras estrellas, la composición química del universo consistía primariamente 4en hidrógeno(75% de la masa total), con una suma menor de helio-4 ( He) (24% de la masa total) y el resto de otros 24 2 3elementos. Una pequeña porción de estos elementos estaba en la forma del isótopo deuterio ( H), helio-3 ( He) 7 25y litio ( Li). La materia interestelar de las galaxias ha sido enriquecida sin cesar por elementos más pesados,generados por procesos de fusión en la estrellas, y diseminados como resultado de las explosiones de supernovas, 26los vientos estelares y la expulsión de la cubierta exterior de estrellas maduras.
  6. 6. El Big Bang dejó detrás un flujo de fondo de fotones y neutrinos. La temperatura de la radiación de fondo hadecrecido sin cesar con la expansión del universo y ahora fundamentalmente consiste en la energía de microondas 27equivalente a una temperatura de 2725 K. La densidad del fondo de neutrinos actual es sobre 150 por centímetro 28cúbico.MultiversosArtículos principales: Multiverso y Universos paralelosLos cosmólogos teóricos estudian modelos del conjunto espacio-tiempo que estén conectados, y buscan modelosque sean consistentes con los modelos físicos cosmológicos del espacio-tiempo en la escala del universoobservable. Sin embargo, recientemente han tomado fuerza teorías que contemplan la posibilidad de multiversos ovarios universos coexistiendo simultáneamente. Según la recientemente enunciada Teoría de Multiexplosiones sepretende dar explicación a este aspecto, poniendo en relieve una posible convivencia de universos en un mismo 29espacio.Estructuras agregadas del universoLas galaxiasA gran escala, el universo está formado por galaxias y agrupaciones de galaxias. Las galaxias son agrupacionesmasivas de estrellas, y son las estructuras más grandes en las que se organiza la materia en el universo. A travésdel telescopio se manifiestan como manchas luminosas de diferentes formas. A la hora de clasificarlas, loscientíficos distinguen entre las galaxias del Grupo Local, compuesto por las treinta galaxias más cercanas y a lasque está unida gravitacionalmente nuestra galaxia (la Vía Láctea), y todas las demás galaxias, a las que llaman"galaxias exteriores".Las galaxias están distribuidas por todo el universo y presentan características muy diversas, tanto en lo querespecta a su configuración como a su antigüedad. Las más pequeñas abarcan alrededor de 3.000 millones deestrellas, y las galaxias de mayor tamaño pueden llegar a abarcar más de un billón de astros. Estas últimas puedentener un diámetro de 170.000 años luz, mientras que las primeras no suelen exceder de los 6.000 años luz.Además de estrellas y sus astros asociados (planetas, asteroides, etc...), las galaxias contienen también materiainterestelar, constituida por polvo y gas en una proporción 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 varíanen función de los diferentes estudios.Formas de galaxiasLa creciente potencia de los telescopios, que permite observaciones cada vez más detalladas de los distintoselementos del universo, ha hecho posible una clasificación de las galaxias por su forma. Se han establecido asícuatro tipos distintos: galaxias elípticas, espirales, espirales barradas e irregulares.Galaxias elípticasEn forma de elipse o de esferoide, se caracterizan por carecer de una estructura interna definida y por presentar muypoca materia interestelar. Se consideran las más antiguas del universo, ya que sus estrellas son viejas y seencuentran en una fase muy avanzada de su evolución.Galaxias espiralesEstán constituidas por un núcleo central y dos o más brazos en espiral, que parten del núcleo. Éste se halla formadopor multitud de estrellas y apenas tiene materia interestelar, mientras que en los brazos abunda la materiainterestelar y hay gran cantidad de estrellas jóvenes, que son muy brillantes. Alrededor del 75% de las galaxias deluniverso son de este tipo.
  7. 7. Galaxia espiral barradaEs un subtipo de galaxia espiral, caracterizados por la presencia de una barra central de la que típicamente partendos brazos espirales. Este tipo de galaxias constituyen una fracción importante del total de galaxias espirales. La VíaLáctea es una galaxia espiral barrada.Galaxias irregularesIncluyen una gran diversidad de galaxias, cuyas configuraciones no responden a las tres formas anteriores, aunquetienen en común algunas características, como la de ser casi todas pequeñas y contener un gran porcentaje demateria interestelar. Se calcula que son irregulares alrededor del 5% de las galaxias del universo.La Vía LácteaArtículo principal: Vía Láctea 12La Vía Láctea es nuestra galaxia. Según las observaciones, posee una masa de 10 masas solares y es de tipoespiral barrada. Con un diámetro medio de unos 100.000 años luz se calcula que contiene unos 200.000 millones deestrellas, entre las cuales se encuentra el Sol. La distancia desde el Sol al centro de la galaxia es de alrededor de27.700 años luz (8,5 kpc) A simple vista, se observa como una estela blanquecina de forma elíptica, que se puededistinguir en las noches despejadas. Lo que no se aprecian son sus brazos espirales, en uno de los cuales, elllamado brazo de Orión, está situado nuestro sistema solar, y por tanto la Tierra.El núcleo central de la galaxia presenta un espesor uniforme en todos sus puntos, salvo en el centro, donde existeun gran abultamiento con un grosor máximo de 16.000 años luz, siendo el grosor medio de unos 6.000 años luz.Todas las estrellas y la materia interestelar que contiene la Vía Láctea, tanto en el núcleo central como en losbrazos, están situadas dentro de un disco de 100.000 años luz de diámetro, que gira lentamente sobre su eje a unavelocidad lineal superior a los 216 km/s.Las constelacionesArtículo principal: ConstelaciónTan sólo 3 galaxias distintas a la nuestra son visibles a simple vista. Tenemos la Galaxia de Andrómeda, visibledesde el Hemisferio Norte; la Gran Nube de Magallanes, y la Pequeña Nube de Magallanes, en el Hemisferio Surceleste. El resto de las galaxias no son visibles al ojo desnudo sin ayuda de instrumentos. Sí que lo son, en cambio,las estrellas que forman parte de la Vía Láctea. Estas estrellas dibujan a menudo en el cielo figuras reconocibles,que han recibido diversos nombres en relación con su aspecto. Estos grupos de estrellas de perfil identificable seconocen con el nombre deconstelaciones. La Unión Astronómica Internacional agrupó oficialmente las estrellasvisibles en 88 constelaciones, algunas de ellas muy extensas, como Hidra o la Osa Mayor, y otras muy pequeñascomo Flecha y Triángulo.Las estrellasArtículo principal: EstrellaSon los elementos constitutivos más destacados de las galaxias. Las estrellas son enormes esferas de gas quebrillan debido a sus gigantescas reacciones nucleares. Cuando debido a la fuerza gravitatoria, la presión y latemperatura del interior de una estrella es suficientemente intensa, se inicia la fusión nuclear de sus átomos, ycomienzan a emitir una luz roja oscura, que después se mueve hacia el estado superior, que es en el que estánuestro Sol, para posteriormente, al modificarse las reacciones nucleares interiores, dilatarse y finalmente enfriarse.Al acabarse el hidrógeno, se originan reacciones nucleares de elementos más pesados, más energéticas, queconvierten la estrella en una gigante roja. Con el tiempo, ésta vuelve inestable, a la vez que lanza hacia el espacioexterior la mayor parte del material estelar. Este proceso puede durar 100 millones de años, hasta que se agota todala energía nuclear, y la estrella se contrae por efecto de la gravedad hasta hacerse pequeña y densa, en la forma deenana blanca, azul o marrón. Si la estrella inicial es varias veces más masiva que el Sol, su ciclo puede serdiferente, y en lugar de una gigante, puede convertirse en una supergigante y acabar su vida con una explosióndenominada supernova. Estas estrellas pueden acabar como estrellas de neutrones. Tamaños aún mayores de
  8. 8. estrellas pueden consumir todo su combustible muy rápidamente, transformándose en una entidad supermasivallamada agujero negro.Los Púlsares son fuentes de ondas de radio que emiten con periodos regulares. La palabra Púlsar significa pulsatingradio source (fuente de radio pulsante). Se detectan mediante radiotelescopios y se requieren relojes deextraordinaria precisión para detectar sus cambios de ritmo. Los estudios indican que un púlsar es una estrella deneutrones pequeña que gira a gran velocidad. El más conocido está en la Nebulosa del Cangrejo. Su densidad estan grande que una muestra de cuásar del tamaño de una bola de bolígrafo tendría una masa de cerca de 100.000toneladas. Su campo magnético, muy intenso, se concentra en un espacio reducido. Esto lo acelera y lo hace emitirgran cantidad de energía en haces de radiación que aquí recibimos como ondas de radio.La palabra Cuásar es un acrónimo de quasi stellar radio source (fuentes de radio casi estelares). Se identificaron enla década de 1950. Más tarde se vio que mostraban un desplazamiento al rojo más grande que cualquier otro objetoconocido. La causa era el Efecto Doppler, que mueve el espectro hacia el rojo cuando los objetos se alejan. Elprimer Cuásar estudiado, denominado 3C 273, está a 1.500 millones de años luz de la Tierra. A partir de 1980 sehan identificado miles de cuásares, algunos alejándose de nosotros a velocidades del 90% de la de la luz.Se han descubierto cuásares a 12.000 millones de años luz de la Tierra; prácticamente la edad del Universo. Apesar de las enormes distancias, la energía que llega en algunos casos es muy grande, equivalente la recibidadesde miles de galaxias: como ejemplo, el s50014+81 es unas 60.000 veces más brillante que toda la Vía Láctea.Los planetasArtículo principal: PlanetaLos planetas son cuerpos que giran en torno a una estrella y que, según la definición de la Unión AstronómicaInternacional, deben cumplir además la condición de haber limpiado su órbita de otros cuerpos rocosos importantes,y de tener suficiente masa como para que su fuerza de gravedad genere un cuerpo esférico. En el caso de cuerposque orbitan alrededor de una estrella que no cumplan estas características, se habla de planetasenanos, planetesimales, o asteroides. En nuestro Sistema Solar hay 8planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, considerándose desde 2006a Plutón como un planeta enano. A finales de 2009, fuera de nuestro Sistema Solar se han detectado más de400 planetas extrasolares, pero los avances tecnológicos están permitiendo que este número crezca a buen ritmo.Los satélitesArtículo principal: Satélite naturalLos satélites naturales son astros que giran alrededor de los planetas. El único satélite natural de la Tierra esla Luna, que es también el satélite más cercano al sol. A continuación se enumeran los principales satélites de losplanetas del sistema solar (se incluye en el listado a Plutón, considerado por la UAI como un planeta enano). Tierra: 1 satélite → Luna Marte: 2 satélites → Fobos, Deimos Júpiter: 63 satélites → Metis, Adrastea, Amaltea, Tebe, Ío, Europa, Ganimedes, Calisto, Leda, Himalia, Lisitea, Elara,Ananké, Carmé , Pasífae, Sinope... Saturno: 59 satélites → Pan, Atlas, Prometeo, Pandora, Epimeteo, Jano, Mimas, Encélado, Tetis, Telesto, Calipso,Dione, Helena, Re a, Titán, Hiperión, Jápeto, Febe... Urano: 15 satélites → Cordelia, Ofelia, Bianca, Crésida, Desdémona, Julieta, Porcia, Rosalinda, Belinda, Puck, Miranda,Ariel, Umbri el, Titania, Oberón. Neptuno: 8 satélites → Náyade, Talasa, Despina, Galatea, Larisa, Proteo, Tritón, Nereida Plutón: 3 satélites → Caronte, Nix, Hidra
  9. 9. Asteroides y cometasArtículos principales: Asteroide y CometaEn aquellas zonas de la órbita de una estrella en las que, por diversos motivos, no se ha producido la agrupación dela materia inicial en un único cuerpo dominante o planeta, aparecen los discos de asteroides: objetos rocosos demuy diversos tamaños que orbitan en grandes cantidades en torno a la estrella, chocando eventualmente entre sí.Cuando las rocas tienen diámetros inferiores a 50m se denominan meteoroides. A consecuencia de las colisiones,algunos asteroides pueden variar sus órbitas, adoptando trayectorias muy excéntricas que periódicamente lesacercan la estrella. Cuando la composición de estas rocas es rica en agua u otros elementos volátiles, elacercamiento a la estrella y su consecuente aumento de temperatura origina que parte de su masa se evapore y seaarrastrada por el viento solar, creando una larga cola de material brillante a medida que la roca se acerca a laestrella. Estos objetos se denominan cometas. En nuestro sistema solar hay dos grandes discos de asteroides: unosituado entre las órbitas de Marte y Júpiter, denominado elCinturón de asteroides, y otro mucho más tenue ydisperso en los límites del sistema solar, a aproximadamente un año luzde distancia, denominado Nube de Oort.Indicios de un comienzoLa teoría general de la relatividad, que publicó Albert Einstein en 1916, implicaba que el cosmos se hallaba enexpansión o en contracción. Pero este concepto era totalmente opuesto a la noción de un universo estático,aceptada entonces hasta por el propio Einstein. De ahí que éste incluyera en sus cálculos lo que denominó“constante cosmológica”, ajuste mediante el cual intentaba conciliar su teoría con la idea aceptada de un universoestático e inmutable. Sin embargo, ciertos descubrimientos que se sucedieron en los años veinte llevaron a Einsteina decir que el ajuste que había efectuado a su teoría de la relatividad era el „mayor error de su vida‟. Dichosdescubrimientos se realizaron gracias a la instalación de un enorme telescopio de 254 centímetros en el monteWilson (California). Las observaciones formuladas en los años veinte con la ayuda de este instrumento demostraronque el universo se halla en expansión.Hasta entonces, los mayores telescopios solo permitían identificar las estrellas de nuestra galaxia, la Vía Láctea, yaunque se veían borrones luminosos, llamados nebulosas, por lo general se tomaban por remolinos de gasexistentes en nuestra galaxia. Gracias a la mayor potencia del telescopio del monte Wilson, Edwin Hubble logródistinguir estrellas en aquellasnebulosas. Finalmente se descubrió que los borrones eran lo mismo que la VíaLáctea: galaxias. Hoy se cree que hay entre 50.000 y 125.000 millones de galaxias, cada una con cientos de milesde millones de estrellas.A finales de los años veinte, Hubble también descubrió que las galaxias se alejan de nosotros, y que lo hacen másvelozmente cuanto más lejos se hallan. Los astrónomos calculan la tasa de recesión de las galaxias medianteelespectrógrafo, instrumento que mide el espectro de la luz procedente de los astros. Para ello, dirigen la luz queproviene de estrellas lejanas hacia un prisma, que la descompone en los colores que la integran.La luz de un objeto es rojiza (fenómeno llamado corrimiento al rojo) si este se aleja del observador,y azulada (corrimiento al azul) si se le aproxima. Cabe destacar que, salvo en el caso de algunas galaxias cercanas,todas las galaxias conocidas tienen líneas espectrales desplazadas hacia el rojo. De ahí infieren los científicos que eluniverso se expande de forma ordenada. La tasa de dicha expansión se determina midiendo el grado dedesplazamiento al rojo. ¿Qué conclusión se ha extraído de la expansión del cosmos? Pues bien, un científico invitóal público a analizar el proceso a la inversa —como una película de la expansión proyectada en retroceso— a fin deobservar la historia primitiva del universo. Visto así, el cosmos parecería estar en recesión o contracción, en vez deen expansión y retornaría finalmente a un único punto de origen.El famoso físico Stephen Hawking concluyó lo siguiente en su libro Agujeros negros y pequeños universos (y otrosensayos), editado en 1993: “La ciencia podría afirmar que el universo tenía que haber conocido un comienzo”. Perohace años, muchos expertos rechazaban que el universo hubiese tenido principio. El famoso científico Fred Hoyle noaceptaba que el cosmos hubiera surgido mediante lo que llamó burlonamente „a big bang‟ (una gran explosión). Unode los argumentos que esgrimía era que, de haber existido un comienzo tan dinámico, deberían conservarse
  10. 10. residuos de aquel acontecimiento en algún lugar del universo: tendría que haber radiación fósil, por así decirlo; unaleve luminiscencia residual.El diario The New York Times (8 de marzo de 1998) indicó que hacia 1965 “los astrónomos Arno Penzias y RobertWilsondescubrieron la omnipresente radiación de fondo: el destello residual de la explosión primigenia”. El artículoañadió: “Todo indicaba que la teoría [de la gran explosión] había triunfado”.Pero en los años posteriores al hallazgo se formuló esta objeción: Si el modelo de la gran explosión era correcto,¿por qué no se habían detectado leves irregularidades en la radiación? (La formación de las galaxias habríarequerido un universo que contase con zonas más frías y densas que permitieran la fusión de la materia.) En efecto,los experimentos realizados por Penzias y Wilson desde la superficie terrestre no revelaban tales irregularidades.Por esta razón, la NASA lanzó en noviembre de 1989 el satélite COBE (siglas de Explorador del Fondo Cósmico, eninglés), cuyos descubrimientos se calificaron de cruciales. “Las ondas que detectó su radiómetro diferencial demicroondascorrespondían a las fluctuaciones que dejaron su impronta en el cosmos y que hace miles de millones deaños llevaron a la formación de las galaxias.”Otros términosDiferentes palabras se han utilizado a través de la historia para denotar "todo el espacio", incluyendo losequivalentes y las variantes en varios lenguajes de "cielos", "cosmos" y "mundo". El macrocosmos también se hautilizado para este efecto, aunque está más específicamente definido como un sistema que refleja a gran escala uno,algunos, o todos estos componentes del sistema o partes. Similarmente, un microcosmos es un sistema que refleja apequeña escala un sistema mucho mayor del que es parte.Aunque palabras como mundo y sus equivalentes en otros lenguajes casi siempre se refieren al planeta Tierra,antiguamente se referían a cada cosa que existía (se podía ver). En ese sentido la utilizaba, por ejemplo, Copérnico.Algunos lenguajes utilizan la palabra "mundo" como parte de la palabra "espacio exterior". Un ejemplo en alemán lo 30constituye la palabra "Weltraum".IntroducciónCuriosamente, la expresión Big Bang proviene -a su pesar- del astrofísicoinglés Fred Hoyle, uno de losdetractores de esta teoría y, a su vez, uno de los principales defensores de la teoría del estado estacionario,quien en1949, durante una intervención en la BBC dijo, para mofarse, que el modelo descrito era sólo un bigbang (gran explosión). No obstante, hay que tener en cuenta que en el inicio del Universo ni hubo explosiónni fue grande, pues en rigor surgió de una «singularidad» infinitamente pequeña, seguida de la expansión 1del propio espacio.La idea central del Big Bang es que la teoría de la relatividad general puede combinarse con las observacionesde isotropía y homogeneidad a gran escala de la distribución de galaxias y los cambios de posición entre ellas,permitiendo extrapolar las condiciones del Universo antes o después en eltiempo.Una consecuencia de todos los modelos de Big Bang es que, en el pasado, el Universo tenía una temperatura másalta y mayor densidad y, por tanto, las condiciones del Universo actual son muy diferentes de las condiciones delUniverso pasado. A partir de este modelo, George Gamow en 1948 pudo predecir que debería de haber evidenciasde un fenómeno que más tarde sería bautizado como radiación de fondo de microondasBreve historia de su génesis y desarrolloPara llegar al modelo del Big Bang, muchos científicos, con diversos estudios, han ido construyendo el camino quelleva a la génesis de esta explicación. Los trabajos de Alexander Friedman, del año 1922, y de Georges Lemaître,de 1927, utilizaron la teoría de la relatividad para demostrar que el universo estaba en movimiento constante. Pocodespués, en1929, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble (1889-1953) descubrió galaxias más allá de la VíaLáctea que se alejaban de nosotros, como si el Universo se expandiera constantemente. En 1948, elfísico ucraniano nacionalizado estadounidense, George Gamow (1904-1968), planteó que el universo se creó a partir
  11. 11. de una gran explosión (Big Bang). Recientemente, ingenios espaciales puestos en órbita (COBE) han conseguido"oír" los vestigios de esta gigantesca explosión primigenia.De acuerdo con la teoría, un universo homogéneo e isótropo lleno de materia ordinaria, podría expandirseindefinidamente o frenar su expansión lentamente, hasta producirse una contracción universal. El fin de esacontracción se conoce con un término contrario al Big Bang: el Big Crunch o Gran Colapso o un Big Rip o Grandesgarro. Si el Universo se encuentra en un punto crítico, puede mantenerse estable ad eternum. Muyrecientemente se ha comprobado que actualmente existe unaexpansión acelerada del universo hecho no previstooriginalmente en la teoría y que ha llevado a la introducción de la hipótesis adicional de la energía oscura (este tipode materia tendría propiedades especiales que permitirían comportar la aceleración de la expansión).La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones y avances teóricos. Por medio de observaciones, en ladécada de 1910, el astrónomo estadounidense Vesto Slipher y, después de él, Carl Wilhelm Wirtz, de Estrasburgo,determinaron que la mayor parte de las nebulosas espirales se alejan de la Tierra; pero no llegaron a darse cuentade las implicaciones cosmológicas de esta observación, ni tampoco del hecho de que las supuestas nebulosas eranen realidadgalaxias exteriores a nuestra Vía Láctea.Además, la teoría de Albert Einstein sobre la relatividad general (segunda década del siglo XX) no admite solucionesestáticas (es decir, el Universo debe estar en expansión o en contracción), resultado que él mismo consideróequivocado, y trató de corregirlo agregando la constante cosmológica. El primero en aplicar formalmentela relatividad a la cosmología, sin considerar la constante cosmológica, fue Alexander Friedman,cuyas ecuaciones describen el Universo Friedman-Lemaître-Robertson-Walker, que puede expandirse o contraerse.Entre 1927 y 1930, el padre jesuita belga Georges Lemaître obtuvo independientemente las ecuaciones Friedman-Lemaître-Robertson-Walker y propuso, sobre la base de la recesión de las nebulosas espirales, que el Universo seinició con la explosión de un átomo primigenio, lo que más tarde se denominó "Big Bang".En 1929, Edwin Hubble realizó observaciones que sirvieron de fundamento para comprobar la teoría de Lemaître.Hubble probó que las nebulosas espirales son galaxias y midió sus distancias observando las estrellas variablescefeidas engalaxias distantes. Descubrió que las galaxias se alejan unas de otras a velocidades (relativas ala Tierra) directamente proporcionales a su distancia. Este hecho se conoce ahora como la ley deHubble (véase Edwin Hubble: Marinero de las nebulosas, texto escrito por Edward Christianson).Según el principio cosmológico, el alejamiento de las galaxias sugería que el Universo está en expansión. Esta ideaoriginó dos hipótesis opuestas. La primera era la teoría Big Bang de Lemaître, apoyada y desarrollada por GeorgeGamow. La segunda posibilidad era el modelo de la teoría del estado estacionario de Fred Hoyle, según la cual segenera nuevamateria mientras las galaxias se alejan entre sí. En este modelo, el Universo es básicamente el mismoen un momento dado en el tiempo. Durante muchos años hubo un número de adeptos similar para cada teoría.Con el pasar de los años, las evidencias observacionales apoyaron la idea de que el Universo evolucionó a partir deun estado denso y caliente. Desde el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas, en 1965, ésta ha sidoconsiderada la mejor teoría para explicar el origen y evolución del cosmos. Antes de finales de los años sesenta,muchoscosmólogos pensaban que la singularidad infinitamente densa del tiempo inicial en el modelo cosmológicode Friedman era una sobreidealización, y que el Universo se contraería antes de empezar a expandirsenuevamente. Ésta es la teoría deRichard Tolman de un Universo oscilante. En los años 1960, Stephen Hawking yotros demostraron que esta idea no era factible, y que la singularidad es un componente esencial dela gravedad de Einstein. Esto llevó a la mayoría de los cosmólogos a aceptar la teoría del Big Bang, según la cualel Universo que observamos se inició hace un tiempo finito.Prácticamente todos los trabajos teóricos actuales en cosmología tratan de ampliar o concretar aspectos de la teoríadel Big Bang. Gran parte del trabajo actual en cosmología trata de entender cómo se formaron las galaxias en elcontexto del Big Bang, comprender lo que allí ocurrió y cotejar nuevas observaciones con la teoría fundamental.A finales de los años 1990 y principios del siglo XXI, se lograron grandes avances en la cosmología del Big Bangcomo resultado de importantes adelantos en telescopía, en combinación con grandes cantidades de datos satelitalesde COBE, eltelescopio espacial Hubble y WMAP. Estos datos han permitido a los cosmólogos calcular muchos de
  12. 12. los parámetros del Big Bang hasta un nuevo nivel de precisión, y han conducido al descubrimiento inesperado deque el Universo está enaceleración.Visión generalMichio Kaku ha señalado cierta paradoja en la denominación big bang (gran explosión): en cierto modo no puedehaber sido grande ya que se produjo exactamente antes del surgimiento del espacio-tiempo, habría sido el mismobig bang lo que habría generado las dimensiones desde una singularidad; tampoco es exactamente una explosiónen el sentido propio del término ya que no se propagó fuera de sí mismo.Basándose en medidas de la expansión del Universo utilizando observaciones de las supernovas tipo 1a, en funciónde la variación de la temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de microondas y en función dela correlación de las galaxias, la edad del Universo es de aproximadamente 13,7 ± 0,2 miles de millones de años. Esnotable el hecho de que tres mediciones independientes sean consistentes, por lo que se consideran una fuerteevidencia del llamadomodelo de concordancia que describe la naturaleza detallada del Universo.El universo en sus primeros momentos estaba lleno homogénea e isótropamente de una energía muy densa y teníauna temperatura y presión concomitantes. Se expandió y se enfrió, experimentando cambios de fase análogos alacondensación del vapor o a la congelación del agua, pero relacionados con las partículas elementales. -35Aproximadamente 10 segundos después del tiempo de Planck un cambio de fase causó que el Universo seexpandiese de forma exponencial durante un período llamado inflación cósmica. Al terminar la inflación, loscomponentes materiales del Universo quedaron en la forma de un plasma de quarks-gluones, en donde todas laspartes que lo formaban estaban en movimiento en forma relativista. Con el crecimiento en tamaño del Universo, latemperatura descendió, y debido a un cambio aún desconocido denominado bariogénesis, los quarks ylos gluones se combinaron en bariones tales como elprotón y el neutrón, produciendo de alguna manerala asimetría observada actualmente entre la materia y la antimateria. Las temperaturas aún más bajas condujeron anuevos cambios de fase, que rompieron la simetría, así que les dieron su forma actual a las fuerzas fundamentalesde la física y a las partículas elementales. Más tarde, protones y neutrones se combinaron para formarlos núcleos de deuterio y de helio, en un proceso llamado nucleosíntesis primordial. Al enfriarse el Universo, lamateria gradualmente dejó de moverse de forma relativista y su densidad de energía comenzó a dominargravitacionalmente sobre la radiación. Pasados 300.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron paraformar losátomos (mayoritariamente de hidrógeno). Por eso, la radiación se desacopló de los átomos y continuó porel espacio prácticamente sin obstáculos. Ésta es la radiación de fondo de microondas.Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente más densas de la materia casi uniformemente distribuida crecierongravitacionalmente, haciéndose más densas, formando nubes, estrellas, galaxias y el resto de las estructurasastronómicas que actualmente se observan. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materiaque hay en el Universo. Los tres tipos posibles se denominan materia oscura fría, materia oscura caliente y materiabariónica. Las mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP) muestran que la forma más común de materiaen el universo es lamateria oscura fría. Los otros dos tipos de materia sólo representarían el 20 por ciento de lamateria del Universo.El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura.Aproximadamente el 70 por ciento de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Una de laspropiedades características de este componente del universo es el hecho de que provoca que la expansión deluniverso varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia, haciendo que el espacio-tiempo se expanda másrápidamente que lo esperado a grandes distancias. La energía oscura toma la forma de una constantecosmológica en las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero los detalles de esta ecuación deestado y su relación con el modelo estándar de la física de partículas continúan siendo investigados tanto en elámbito de la física teórica como por medio de observaciones.Más misterios aparecen cuando se investiga más cerca del principio, cuando las energías de las partículas eran másaltas de lo que ahora se puede estudiar mediante experimentos. No hay ningún modelo físico convincente para el -33primer 10 segundo del universo, antes del cambio de fase que forma parte de la teoría de la gran unificación. En el
  13. 13. "primer instante", la teoría gravitacional de Einstein predice una singularidad gravitacional en donde las densidadesson infinitas. Para resolver esta paradoja física, hace falta una teoría de la gravedad cuántica. La comprensión deeste período de la historia del universo figura entre los mayores problemas no resueltos de la física.Base teóricaEn su forma actual, la teoría del Big Bang depende de tres suposiciones: 1. La universalidad de las leyes de la física, en particular de la teoría de la relatividad general 2. El principio cosmológico 3. El principio de CopérnicoInicialmente, estas tres ideas fueron tomadas como postulados, pero actualmente se intenta verificar cada una deellas. La universalidad de las leyes de la física ha sido verificada al nivel de las más grandes constantes físicas, -5llevando su margen de error hasta el orden de 10 . La isotropía del universo que define el principio cosmológico ha -5sido verificada hasta un orden de 10 . Actualmente se intenta verificar el principio de Copérnico observando lainteracción entre grupos de galaxias y el CMB por medio del efecto Sunyaev-Zeldovich con un nivel de exactitud del1 por ciento.La teoría del Big Bang utiliza el postulado de Weyl para medir sin ambigüedad el tiempo en cualquier momento en elpasado a partir del la época de Planck. Las medidas en este sistema dependen de coordenadas conformales, en lascuales las llamadas distancias codesplazantes y los tiempos conformales permiten no considerar la expansión deluniverso para las medidas de espacio-tiempo. En ese sistema de coordenadas, los objetos que se mueven con elflujo cosmológico mantienen siempre la misma distancia codesplazante, y el horizonte o límite del universo se fija porel tiempo codesplazante.Visto así, el Big Bang no es una explosión de materia que se aleja para llenar un universo vacío; es el espacio-tiempo el que se extiende.Y es su expansión la que causa el incremento de la distancia física entre dos puntos fijosen nuestro universo.Cuando los objetos están ligados entre ellos (por ejemplo, por una galaxia), no se alejan con laexpansión del espacio-tiempo, debido a que se asume que las leyes de la física que los gobiernan son uniformes eindependientes delespacio métrico. Más aún, la expansión del universo en las escalas actuales locales es tanpequeña que cualquier dependencia de las leyes de la física en la expansión no sería medible con las técnicasactuales.EvidenciasEn general, se consideran tres las evidencias empíricas que apoyan la teoría cosmológica del Big Bang. Éstas son:la expansión del universo que se expresa en la Ley de Hubble y que se puede apreciar en el corrimiento hacia elrojo de las galaxias, las medidas detalladas del fondo cósmico de microondas, y la abundancia de elementos ligeros.Además, lafunción de correlación de la estructura a gran escala del Universo encaja con la teoría del Big Bang.Expansión expresada en la ley de HubbleArtículo principal: Ley de HubbleDe la observación de galaxias y quasares lejanos se desprende la idea de que estos objetos experimentanun corrimiento hacia el rojo, lo que quiere decir que la luz que emiten se ha desplazado proporcionalmente hacialongitudes de onda más largas. Esto se comprueba tomando el espectro de los objetos y comparando, después, elpatrón espectroscópico de laslíneas de emisión o absorción correspondientes a átomos de los elementos queinteractúan con la radiación. En este análisis se puede apreciar cierto corrimiento hacia el rojo, lo que se explica poruna velocidad recesional correspondiente alefecto Doppler en la radiación. Al representar estas velocidadesrecesionales frente a las distancias respecto a los objetos, se observa que guardan una relación lineal, conocidacomo Ley de Hubble:
  14. 14. donde v es la velocidad recesional, D es la distancia al objeto y H0 es la constante de Hubble, que el satéliteWMAP estimó en 71 ± 4 km/s/Mpc.Radiación cósmica de fondoUna de las predicciones de la teoría del Big Bang es la existencia de la radiación cósmica de fondo, radiaciónde fondo de microondas o CMB (Cosmic microwave background). El universo temprano, debido a su altatemperatura, se habría llenado de luz emitida por sus otros componentes. Mientras el universo se enfriabadebido a la expansión, su temperatura habría caído por debajo de 3.000 K. Por encima de esta temperatura,los electrones y protones están separados, haciendo el universo opaco a la luz. Por debajo de los 3.000 K seforman los átomos, permitiendo el paso de la luz a través del gas del universo. Esto es lo que se conocecomodisociación de fotones.La radiación en este momento habría tenido el espectro del cuerpo negroy habría viajado libremente durante elresto de vida del universo, sufriendo un corrimiento hacia el rojo como consecuencia de la expansión deHubble. Esto hace variar el espectro del cuerpo negro de 3.345 K a un espectro del cuerpo negro con unatemperatura mucho menor. La radiación, vista desde cualquier punto del universo, parecerá provenir de todaslas direcciones en el espacio.En 1965, Arno Penzias y Robert Wilson, mientras desarrollaban una serie de observaciones de diagnóstico conun receptor de microondas propiedad de los Laboratorios Bell, descubrieron la radiación cósmica de fondo. Elloproporcionó una confirmación sustancial de las predicciones generales respecto al CMB —la radiación resultóser isótropa y constante, con un espectro del cuerpo negro de cerca de 3 K— e inclinó la balanza hacia lahipótesis del Big Bang. Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel por su descubrimiento.En 1989, la NASA lanzó el COBE (Cosmic background Explorer) y los resultados iniciales, proporcionadosen 1990, fueron consistentes con las predicciones generales de la teoría del Big Bang acerca de la CMB. ElCOBE halló una temperatura residual de 2.726 K, y determinó que el CMB era isótropo en torno a una de cada 510 partes. Durante la década de los 90 se investigó más extensamente la anisotropía en el CMB mediante ungran número de experimentos en tierra y, midiendo ladistancia angular media (la distancia en el cielo) de lasanisotropías, se vio que el universo era geométricamente plano.A principios de 2003 se dieron a conocer los resultados de la Sonda Wilkinson de Anisotropías del fondo deMicroondas (en inglés Wilkinson Microwave Anisotropy Probe o WMAP), mejorando los que hasta entonceseran los valores más precisos de algunos parámetros cosmológicos. (Véase también experimentos sobre elfondo cósmico de microondas). Este satélite también refutó varios modelos inflacionistas específicos, pero losresultados eran constantes con la teoría de la inflación en general.Abundancia de elementos primordialesSe puede calcular, usando la teoría del Big Bang, la concentración de helio-4, helio-3, deuterio y litio-7.1 en eluniverso como proporciones con respecto a la cantidad de hidrógeno normal, H. Todas las abundanciasdependen de un solo parámetro: la razón entre fotones y bariones, que por su parte puede calcularseindependientemente a partir de la estructura detallada de la radiación cósmica de fondo. Las proporciones 4 -3 2predichas (en masa, no volumen) son de cerca de 0,25 para la razón He/H, alrededor de 10 para He/H, y -4 3alrededor de 10 para He/H.Estas abundancias medidas concuerdan, al menos aproximadamente, con las predichas a partir de un valordeterminado de la razón de bariones a fotones, y se considera una prueba sólida en favor del Big Bang, ya queesta teoría es la única explicación conocida para la abundancia relativa de elementos ligeros. De hecho no hay,fuera de la teoría del Big Bang, ninguna otra razón obvia por la que el universo debiera, por ejemplo, tener máso menos helio en proporción al hidrógeno.Evolución y distribución galácticaLas observaciones detalladas de la morfología y estructura de las galaxias y cuásares proporcionan una fuerteevidencia del Big Bang. La combinación de las observaciones con la teoría sugiere que los primeros cuásares ygalaxias se formaron hace alrededor de mil millones de años después del Big Bang, y desde ese momento se
  15. 15. han estado formando estructuras más grandes, como los cúmulos de galaxias y los supercúmulos. Laspoblaciones de estrellas han ido envejeciendo y evolucionando, de modo que las galaxias lejanas (que seobservan tal y como eran en el principio del universo) son muy diferentes a las galaxias cercanas (que seobservan en un estado más reciente). Por otro lado, las galaxias formadas hace relativamente poco son muydiferentes a las galaxias que se formaron a distancias similares pero poco después del Big Bang. Estasobservaciones son argumentos sólidos en contra de la teoría del estado estacionario. Las observaciones delaformación estelar, la distribución de cuásares y galaxias, y las estructuras más grandes concuerdan con lassimulaciones obtenidas sobre la formación de la estructura en el universo a partir del Big Bang, y estánayudando a completar detalles de la teoría.Otras evidenciasDespués de cierta controversia, la edad del Universo estimada por la expansión Hubble y la CMB (Radiacióncósmica de fondo) concuerda en gran medida (es decir, ligeramente más grande) con las edades de lasestrellas más viejas, ambos medidos aplicando la teoría de la evolución estelar de los cúmulos globulares y através de la fecha radiométrica individual en las estrellas de la segunda Población. En cosmología física, lateoría del Big Bang o teoría de la gran explosión es un modelo científico que trata de explicar el origen delUniverso y su desarrollo posterior a partir de una singularidad espaciotemporal. Técnicamente, este modelo sebasa en una colección de soluciones de las ecuaciones de la relatividad general, llamados modelos deFriedmann- Lemaître - Robertson - Walker. El término "Big Bang" se utiliza tanto para referirse específicamenteal momento en el que se inició la expansión observable del Universo (cuantificada en la ley de Hubble), comoen un sentido más general para referirse al paradigma cosmológico que explica el origen y la evolución delmismo.Problemas comunesHistóricamente, han surgido varios problemas dentro de la teoría del Big Bang. Algunos de ellos sólo tieneninterés histórico y han sido evitados, ya sea por medio de modificaciones a la teoría o como resultado deobservaciones más precisas. Otros aspectos, como el problema de la penumbra en cúspide y el problema de lagalaxia enana de materia oscura fría, no se consideran graves, dado que pueden resolverse a través de unperfeccionamiento de la teoría.Existe un pequeño número de proponentes de cosmologías no estándar que piensan que no hubo Big Bang.Afirman que las soluciones a los problemas conocidos del Big Bang contienen modificaciones ad hoc yagregados a la teoría. Las partes más atacadas de la teoría incluyen lo concerniente a la materia oscura,la energía oscura y la inflación cósmica. Cada una de estas características del universo ha sido sugeridamediante observaciones de la radiación de fondo de microondas, laestructura a gran escala del cosmos ylas supernovas de tipo IA, pero se encuentran en la frontera de la física moderna (verproblemas no resueltosde la física). Si bien los efectos gravitacionales de materia y energía oscuras son bien conocidos de formaobservacional y teórica, todavía no han sido incorporados al modelo estándar de la física de partículas deforma aceptable. Estos aspectos de la cosmología estándar siguen sin tener una explicación adecuada, pero lamayoría de los astrónomos y los físicos aceptan que la concordancia entre la teoría del Big Bang y la evidenciaobservacional es tan cercana que permite establecer con cierta seguridad casi todos los aspectos básicos de lateoría.Los siguientes son algunos de los problemas y enigmas comunes del Big Bang.El problema del segundo principio de la termodinámicaEl problema del segundo principio de la termodinámica resulta del hecho de que de este principio se deduceque laentropía, el desorden, aumenta si se deja al sistema (el universo) seguir su propio rumbo. Una de lasconsecuencias de laentropía es el aumento en la proporción entre radiación y materia por lo tanto el universodebería terminar en una muerte térmica, una vez que la mayor parte de la materia se convierta en fotones yestos se diluyan en la inmensidad del universo.
  16. 16. Otro problema señalado por Roger Penrose es que la entropía parece haber sido anormalmente pequeña en elestado inicial del universo. Penrose evalúa la probabilidad de un estado inicial en aproximadamente: 2. De acuerdo con Penrose y otros, la teoría cosmológica ordinaria no explica porqué la entropía inicial deluniverso es tan anormalmente baja, y propone la hipótesis de curvatura de Weil en conexión con ella. Deacuerdo con esa hipótesis una teoría cuántica de la gravedad debería dar una explicación tanto del porqué eluniverso se inició en un estado de curvatura de Weil nula y de una entropía tan baja. Aunque todavía no se halogrado una teoría de la gravedad cuántica satisfactoria.Por otro lado en la teoría estándar el estado entrópico anormalmente bajo, se considera que es producto deuna "gran casualidad" justificada en base al principio antrópico. Postura que Penrose y otros consideranfilosóficamente insatisfactoria.El problema del horizonteEl problema del horizonte, también llamado problema de la causalidad, resulta del hecho de que la informaciónno puede viajar más rápido que la luz, de manera que dos regiones en el espacio separadas por una distanciamayor que la velocidad de la luz multiplicada por la edad del universo no puedenestar causalmente conectadas. En este sentido, la isotropía observada de la radiación de fondo de microondas(CMB) resulta problemática, debido a que el tamaño del horizonte de partículas en ese tiempo corresponde aun tamaño de cerca de dos grados en el cielo. Si el universo hubiera tenido la misma historia de expansióndesde la época de Planck, no habría mecanismo que pudiera hacer que estas regiones tuvieran la mismatemperatura.Esta aparente inconsistencia se resuelve con la teoría inflacionista, según la cual un campo de energía escalarisótropo domina el universo al transcurrir un tiempo de Planck luego de la época de Planck. Durante lainflación, el universo sufre una expansión exponencial, y regiones que se afectan mutuamente se expandenmás allá de sus respectivos horizontes. Elprincipio de incertidumbre de Heisenberg predice que durante la faseinflacionista habrá fluctuaciones primordiales, que se simplificarán hasta la escala cósmica. Estas fluctuacionessirven de semilla para toda la estructura actual del universo. Al pasar la inflación, el universo se expandesiguiendo la ley de Hubble, y las regiones que estaban demasiado lejos para afectarse mutuamente vuelven alhorizonte. Esto explica la isotropía observada de la CMB. La inflación predice que las fluctuacionesprimordiales son casi invariantes según la escala y que tienen una distribución normal o gaussiana, lo cual hasido confirmado con precisión por medidas de la CMB.En 2003 apareció otra teoría para resolver este problema, la velocidad variante de la luz de João Magueijo, queaunque a la larga contradice la relatividad de Einstein usa su ecuación incluyendo la constante cosmológicapara resolver el problema de una forma muy eficaz que también ayuda a solucionar el problema de la planitud.El problema de la planitudEl problema de la planitud (flatness problem en inglés) es un problema observacional que resulta de lasconsecuencias que la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker tiene para con la geometría deluniverso. En general, se considera que existen tres tipos de geometrías posibles para nuestro universo segúnsu curvatura espacial: geometría elíptica(curvatura positiva), geometría hiperbólica (negativa) y geometríaeuclidiana o plana (curvatura nula).Dicha geometría viene determinada por la cantidad total de densidad de energía del universo (medida medianteel tensor de tensión-energía). Siendo Ω el cociente entre la densidad de energía ρ medida observacionalmentey la densidad crítica ρc, se tiene que para cada geometría las relaciones entre ambos parámetros han de ser :La densidad en el presente es muy cercana a la densidad crítica, o lo que es lo mismo, el universo hoy esespacialmente plano, dentro de una buena aproximación. Sin embargo, las diferencias con respecto a la
  17. 17. densidad crítica crecen con el tiempo, luego en el pasado la densidad tuvo que ser aún más cercana a esta. Seha medido que en los primeros momentos del universo la densidad era diferente a la crítica tan sólo en una 15parte en 10 (una milbillonésima parte). Cualquier desviación mayor hubiese conducido a una muerte térmica oun Big Crunch y el universo no sería como ahora.Una solución a este problema viene de nuevo de la teoría inflacionaria. Durante el periodo inflacionarioel espacio-tiempose expandió tan rápido que provocó una especie de estiramiento del universo acabando concualquier curvatura residual que pudiese haber. Así la inflación pudo hacer al universo plano.Edad de los cúmulos globularesA mediados de los años 90, las observaciones realizadas de los cúmulos globulares parecían no concondarcon la Teoría del Big Bang. Las simulaciones realizadas por ordenador de acuerdo con las observaciones delas poblaciones estelaresde cúmulos de galaxias sugirieron una edad de cerca de 15.000 millones de años, loque entraba en conflicto con la edad del universo, estimada en 13.700 millones de años. El problema quedóresuelto a finales de esa década, cuando las nuevas simulaciones realizadas, que incluían los efectos de lapérdida de masa debida a los vientos estelares, indicaron que los cúmulos globulares eran mucho másjóvenes. Quedan aún en el aire algunas preguntas en cuanto a con qué exactitud se miden las edades de loscúmulos, pero está claro que éstos son algunos de los objetos más antiguos del universo.Monopolos magnéticosLa objeción de los monopolos magnéticos fue propuesta a finales de la década de 1970. Las teorías de la granunificaciónpredicen defectos topológicos en el espacio que se manifestarían como monopolos magnéticosencontrándose en el espacio con una densidad mucho mayor a la observada. De hecho, hasta ahora, no se hadado con ningún monopolo. Este problema también queda resuelto mediante la inflación cósmica, dado queésta elimina todos los puntos defectuosos del universo observable de la misma forma que conduce lageometría hacia su forma plana. Es posible que aún así pueda haber monopolos pero se ha calculado queapenas si habría uno por cada universo visible, una cantidad ínfima y no observable en todo caso.Materia oscuraEn las diversas observaciones realizadas durante las décadas de los 70 y 80 (sobre todo las de las curvas derotación de las galaxias) se mostró que no había suficiente materia visible en el universo para explicar laintensidad aparente de las fuerzas gravitacionales que se dan en y entre las galaxias. Esto condujo a la idea deque hasta un 90% de la materia en el universo no es materia común o bariónica sino materia oscura. Además,la asunción de que el universo estuviera compuesto en su mayor parte por materia común llevó a prediccionesque eran fuertemente inconsistentes con las observaciones. En particular, el universo es mucho menos"inhomogéneo" y contiene mucho menos deuterio de lo que se puede considerar sin la presencia de materiaoscura. Mientras que la existencia de la materia oscura era inicialmente polémica, ahora es una parte aceptadade la cosmología estándar, debido a las observaciones de las anisotropías en el CMB, dispersión develocidades de los cúmulos de galaxias, y en las estructuras a gran escala, estudios de las lentesgravitacionales y medidas por medio de rayos x de los cúmulos de galaxias. La materia oscura se ha detectadoúnicamente a través de su huella gravitacional; no se ha observado en el laboratorio ninguna partícula que sele pueda corresponder. Sin embargo, hay muchos candidatos a materia oscura en física de partículas (como,por ejemplo, las partículas pesadas y neutras de interacción débil o WIMP (Weak Interactive Massive Particles),y se están llevando a cabo diversos proyectos para detectarla.Energía oscuraEn los años 90, medidas detalladas de la densidad de masa del universo revelaron que ésta sumaba en tornoal 30% de ladensidad crítica. Puesto que el universo es plano, como indican las medidas del fondo cósmico demicroondas, quedaba un 70% de densidad de energía sin contar. Este misterio aparece ahora conectado conotro: las mediciones independientes de las supernovas de tipo Ia han revelado que la expansión del universoexperimenta una aceleración de tipo no lineal, en vez de seguir estrictamente la Ley de Hubble. Para explicaresta aceleración, la relatividad general necesita que gran parte del universo consista en un componenteenergético con gran presión negativa. Se cree que esta energía oscura constituye ese 70% restante. Su
  18. 18. naturaleza sigue siendo uno de los grandes misterios del Big Bang. Los candidatos posibles incluyenunaconstante cosmológica escalar y una quintaesencia. Actualmente se están realizando observaciones quepodrían ayudar a aclarar este punto.El futuro de acuerdo con la teoría del Big BangAntes de las observaciones de la energía oscura, los cosmólogos consideraron dos posibles escenarios para elfuturo del universo. Si la densidad de masa del Universo se encuentra sobre la densidad crítica, entonces elUniverso alcanzaría un tamaño máximo y luego comenzaría a colapsarse. Éste se haría más denso y máscaliente nuevamente, terminando en un estado similar al estado en el cual empezó en un proceso llamado BigCrunch. Por otro lado, si la densidad en el Universo es igual o menor a la densidad crítica, la expansióndisminuiría su velocidad, pero nunca se detendría. La formación de estrellas cesaría mientras el Universo encrecimiento se haría menos denso cada vez. El promedio de la temperatura del universo podría acercarseasintóticamente al cero absoluto (0 K ó -273,15 °C). Los agujeros negros se evaporarían por efecto dela radiación de Hawking. La entropía del universo se incrementaría hasta el punto en que ninguna forma deenergía podría ser extraída de él, un escenario conocido como muerte térmica. Más aún, si existe ladescomposición del protón, proceso por el cual un protón decaería a partículas menos masivas emitiendoradiación en el proceso, entonces todo el hidrógeno, la forma predominante del materia bariónica en el universoactual, desaparecería a muy largo plazo, dejando solo radiación.Las observaciones modernas de la expansión acelerada implican que cada vez una mayor parte del universovisible en la actualidad quedará más allá de nuestro horizonte de sucesos y fuera de contacto. Se desconocecuál sería el resultado de este evento. El modelo Lambda-CMD del universo contiene energía oscura en laforma de una constante cosmológica (de alguna manera similar a la que había incluido Einstein en su primeraversión de las ecuaciones de campo). Esta teoría sugiere que sólo los sistemas mantenidosgravitacionalmente, como las galaxias, se mantendrían juntos, y ellos también estarían sujetos a la muertetérmica a medida que el universo se enfriase y expandiese. Otras explicaciones de la energía oscura-llamadas teorías de la energía fantasma sugieren que los cúmulos de galaxias y finalmente las galaxiasmismas se desgarrarán por la eterna expansión del universo, en el llamado Big Rip.Física especulativa más allá del Big BangA pesar de que el modelo del Big Bang se encuentra bien establecido en la cosmología, es probable que seredefina en el futuro. Se tiene muy poco conocimiento sobre el universo más temprano, durante el cual sepostula que ocurrió la inflación. También es posible que en esta teoría existan porciones del Universo muchomás allá de lo que es observable en principio. En la teoría de la inflación, esto es un requisito: La expansiónexponencial ha empujado grandes regiones del espacio más allá de nuestro horizonte observable. Puede serposible deducir qué ocurrió cuando tengamos un mejor entendimiento de la física a altas energías. Lasespeculaciones hechas al respecto, por lo general involucran teorías de gravedad cuántica.Algunas propuestas son: Inflación caótica. Cosmología de branas, incluyendo el modelo ekpirótico, en el cual el Big Bang es el resultado de una colisión entre membranas. Un universo oscilante en el cual el estado primitivo denso y caliente del universo temprano deriva del Big Crunch de un universo similar al nuestro. El universo pudo haber atravesado un número infinito de big bangs y big crunchs. El cíclico, una extensión del modelo ekpirótico, es una variación moderna de esa posibilidad. Modelos que incluyen la condición 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 hipótesis aún no testeadas.
  19. 19. Interpretaciones filosóficas y religiosas Existe un gran número de interpretaciones sobre la teoría del Big Bang que son completamente especulativas o extra-científicas. Algunas de estas ideas tratan de explicar la causa misma del Big Bang (primera causa), y fueron criticadas por algunos filósofos naturalistas por ser solamente nuevas versiones de la creación. Algunas personas creen que la teoría del Big Bang brinda soporte a antiguos enfoques de la creación, como por ejemplo el que se encuentra en el Génesis (vercreacionismo), mientras otros creen que todas las teorías del Big Bang son inconsistentes con las mismas. El Big Bang como teoría científica no se encuentra asociado con ninguna religión. Mientras algunas interpretacionesfundamentalistas de las religiones entran en conflicto con la historia del universo postulada por la teoría del Big Bang, la mayoría de las interpretaciones son liberales. A continuación sigue una lista de varias interpretaciones religiosas de la teoría del Big Bang (que son hasta cierto punto incompatibles con la propia descripción científica del mismo):  En la Biblia cristiana aparecen dos versículos que hablarían del big bang y el big crunch: «Él está sentado sobre el círculo de la tierra, cuyos moradores son como langostas; él extiende los cielos como una cortina, los despliega como una tienda para morar» (Isaías 40.22). «Y todo el ejército de los cielos se disolverá, y se enrollarán los cielos como un libro; y caerá todo su ejército como se cae la hoja de la parra, y como se 3 cae la de la higuera» (Isaías 34.4).  La Iglesia Católica Romana ha aceptado el Big Bang como una descripción del origen del Universo. Se ha sugerido que la teoría del Big Bang es compatible con las vías de santo Tomás de Aquino, en especial con la primera de ellas sobre el movimiento, así como con la quinta.  Algunos estudiantes del Kabbalah, el deísmo y otras fes no antropomórficas, concuerdan con la teoría del Big Bang, conectándola por ejemplo con la teoría de la "retracción divina" (tzimtzum) como es explicado por el judío Moisés Maimónides.  Algunos musulmanes modernos creen que el Corán hace un paralelo con el Big Bang en su relato sobre la creación: «¿No ven los no creyentes que los cielos y la Tierra fueron unidos en una sola unidad de creación, antes de que nosotros los separásemos a la fuerza? Hemos creado todos los seres vivientes a partir del agua» (capítulo 21, versículo 30). El Corán también parece describir un universo en expansión: «Hemos construido el cielo con poder, y lo estamos expandiendo» (52.47).  Algunas ramas teístas del hinduismo, tales como las tradiciones vishnuistas, conciben una teoría de la creación con ejemplos narrados en el tercer canto del Bhagavata Purana (principalmente, en los capítulos 10 y 26), donde se describe un estado primordial se expande mientras el Gran Vishnú observa, transformándose en el estado activo de la suma total de la materia (prakriti).  El budismo posee una concepción del universo en el cual no hay un evento de creación. Sin embargo, no parece ser que la teoría del Big Bang entrara en conflicto con la misma, ya que existen formas de obtener un universo eterno según el paradigma. Cierto número de populares filósofos Zen estuvieron muy interesados, en particular, por el concepto deluniverso oscilante. TEORÍA DE LA RELATIVIDADLa teoría de la relatividad incluye dos teorías (la de la relatividad especial y la de la relatividad general) formuladaspor Albert Einstein a principios del siglo XX, que pretendían resolver la incompatibilidad existente entre la mecánicanewtoniana y el electromagnetismo.La primera teoría, publicada en 1905, trata de la física del movimiento de los cuerpos en ausencia defuerzas gravitatorias, en el que se hacían compatibles las ecuaciones de Maxwell del electromagnetismo con unareformulación de las leyes del movimiento. La segunda, de 1915, es una teoría de la gravedad que reemplaza a lagravedad newtoniana pero coincide numéricamente con ella encampos gravitatorios débiles. La teoría general sereduce a la teoría especial en ausencia de campos gravitatorios.
  20. 20. No fue hasta el 7 de marzo de 2010 cuando fueron mostrados públicamente los manuscritos originales de Einsteinpor parte de la Academia Israelí de Ciencias, aunque la teoría se había publicado en 1905. El manuscrito tiene 46páginas de textos y fórmulas matemáticas redactadas a mano, y fue donado por Einstein a la Universidad Hebrea de 1 2 3Jerusalén en 1925 con motivo de su inauguración. Sello de correos soviético cuyo motivo es Albert Einstein con su famosaecuación E = mc2.Conceptos principalesLa idea esencial de ambas teorías es que dos observadores que se mueven relativamente uno al lado del otro condistinta velocidad, (si la diferencia es mucho menor que la velocidad de la luz, no resulta apreciable), a menudoobtendrán diferentes medidas del tiempo (intervalos de tiempo) y el espacio (distancias) para describir las mismasseries de eventos. Es decir, la percepción del espacio y el tiempo depende del estado de movimiento del observadoro es relativa al observador. Sin embargo, a pesar de esta relatividad del espacio y el tiempo, existe una forma mássutil de invariancia física, ya que el contenido de las leyes físicas será el mismo para ambos observadores. Estoúltimo significa que, a pesar de que los observadores difieran en el resultado de medidas concretas de magnitudesespaciales y temporales, encontrarán que las ecuaciones que relacionan las magnitudes físicas tienen la mismaforma, con independencia de su estado de movimiento. Este último hecho se conoce como principio de covariancia.Relatividad especialLa teoría de la relatividad especial, también llamada teoría de la relatividad restringida, publicada por Einstein en1905, describe la física del movimiento en el marco de un espacio-tiempo plano, describe correctamente elmovimiento de los cuerpos incluso a grandes velocidades y sus interacciones electromagnéticas y se usabásicamente para estudiar sistemas de referencia inerciales. Estos conceptos fueron presentados anteriormentepor Poincaré y Lorentz, que son considerados como originadores de la teoría. Si bien la teoría resolvía un buennúmero de problemas del electromagnetismo y daba una explicación del experimento de Michelson-Morley, estateoría no proporciona una descripción relativista del campo gravitatorio.Tras la publicación del artículo de Einstein, la nueva teoría de la relatividad especial fue aceptada en unos pocosaños por la práctica totalidad de los físicos y los matemáticos, de hecho personas como Poincaré o Lorentz habíanestado muy cerca de llegar al mismo resultado que Einstein. La forma geométrica definitiva de la teoría se debea Hermann Minkowski, antiguo profesor de Einstein en la Politécnica de Zürich; acuñó el término "espacio- 4tiempo" (Raumzeit) y le dio la forma matemática adecuada. El espacio-tiempo de Minkowski esuna variedad tetradimensional en la que se entrelazaban de una manera insoluble las tres dimensiones espaciales yel tiempo. En este espacio-tiempo de Minkowski, el movimiento de una partícula se representa mediante su línea deuniverso (Weltlinie), una curva cuyos puntos vienen determinados por cuatro variables distintas: las tres dimensionesespaciales ( , , ) y el tiempo ( ). El nuevo esquema de Minkowski obligó a reinterpretar los conceptos de lamétrica existentes hasta entonces. El concepto tridimensional de punto fue sustituido por el de evento. La magnitudde distancia se reemplaza por la magnitud de intervalo.Relatividad generalLa relatividad general fue publicada por Einstein en 1915, y fue presentada como conferencia en la Academia deCiencias Prusiana el 25 de noviembre. La teoría generaliza el principio de relatividad de Einstein paraun observadorarbitrario. Esto implica que las ecuaciones de la teoría deben tener una forma de covariancia másgeneral que la covariancia de Lorentz usada en la teoría de la relatividad especial. Además de esto, la teoría de larelatividad general propone que la propia geometría del espacio-tiempo se ve afectada por la presencia de materia,de lo cual resulta una teoría relativista del campo gravitatorio. De hecho la teoría de la relatividad general prediceque el espacio-tiempo no será plano en presencia de materia y que la curvatura del espacio-tiempo será percibidacomo un campo gravitatorio.Debe notarse que el matemático alemán David Hilbert escribió e hizo públicas las ecuaciones de la covarianza antesque Einstein. Ello resultó en no pocas acusaciones de plagio contra Einstein, pero probablemente sea más, porquees una teoría (o perspectiva) geométrica. La misma postula que la presencia de masa o energía «curva» al espacio-tiempo, y esta curvatura afecta la trayectoria de los cuerpos móviles e incluso la trayectoria de la luz.
  21. 21. Formalismo de la teoría de la relatividadPartículasEn teoría de la relatividad una partícula puntual queda representada por un par , donde es unacurva diferenciable, llamadalínea de universo de la partícula, y m es un escalar que representa la masa en reposo. Elvector tangente a esta curva es un vector temporalllamado cuadrivelocidad, el producto de este vector por la masaen reposo de la partícula es precisamente el cuadrimomento. Este cuadrimomento es un vector de cuatrocomponentes, tres de estas componentes se denominan espaciales y representan el análogo relativista del momentolineal de la mecánica clásica, la otra componente denominada componente temporal representa la generalizaciónrelativista de la energía cinética. Además dada una curva arbitraria en el espacio-tiempo puede definirse a lo largode ella el llamado intervalo relativista, que se obtiene a partir del tensor métrico, el intervalo relativista medido a lolargo de la trayectoria de una partícula es proporcional al intervalo detiempo propio o intervalo de tiempo percibidopor dicha partícula.CamposCuando se consideran campos o distribuciones continuas de masa se necesita algún tipo de generalización para lanoción de partícula. Un campo físico posee momentum y energía distribuidos en el espacio-tiempo, el concepto decuadrimomento se generaliza mediante el llamado tensor de energía-impulso que representa la distribución en elespacio-tiempo tanto de energía como de momento lineal. A su vez un campo dependiendo de su naturaleza puederepresentarse por un escalar, un vector o un tensor. Por ejemplo el campo electromagnético se representa por untensor de segundo orden totalmente antisimétrico o 2-forma. Si se conoce la variación de un campo o unadistribución de materia, en el espacio y en el tiempo entonces existen procedimientos para construir su tensor deenergía-impulso.Magnitudes físicasEn relatividad, estas magnitudes físicas son representadas por vectores 4-dimensionales o bien por objetosmatemáticos llamados tensores, que generalizan los vectores, definidos sobre un espacio de cuatro dimensiones.Matemáticamente estos 4-vectores y 4-tensores son elementos definidos del espacio vectorial tangente al espacio-tiempo (y los tensores se definen y se construyen a partir del fibrado tangente o cotangente de la variedad querepresenta el espacio-tiempo). 5 6 Correspondencia entre E3 y M4 Espacio tridimensional euclideo Espacio-tiempo de Minkowski Punto Evento Distancia Intervalo Velocidad Tetravelocidad
  22. 22. Momentum TetramomentumEl intervalo relativistaEl intervalo relativista puede definirse en cualquier espacio-tiempo sea este plano como en la relatividad especial ocurvo como en relatividad general. Sin embargo por simplicidad discutiremos inicialmente el concepto de intervalopara el caso de un espacio-tiempo plano. El tensor métrico del espacio-tiempo plano de Minkowski se designa con la 7letra y en coordenadas galileanas o inerciales toma la siguiente forma:El intervalo, la distancia tetradimensional, se representa mediante la expresión se calcula del siguiente modo:Los intervalos pueden ser clasificados en tres categorías: Intervalos espaciales (cuando ds2 esnegativo), temporales (sids2 es positivo) y nulos (cuando ). Como el lector habrá podido comprobar, losintervalos nulos son aquellos que corresponden a partículas que se mueven a la velocidad de la luz, como losfotones: La distancia dl2 recorrida por el fotón es igual a su velocidad (c) multiplicada por el tiempo y por lo tanto elintervalo se hace nulo.Reproducción de un cono de luz, en el que se representan dos dimensiones espaciales y una temporal (eje de ordenadas). El observadorse sitúa en el origen, mientras que el futuro y el pasado absolutos vienen representados por las partes inferior y superior del eje temporal.El plano correspondiente a t = 0 se denomina plano de simultaneidad o hipersuperficie de presente. Los sucesos situados dentro de losconos están vinculados al observador por intervalos temporales. Los que se sitúan fuera, por intervalos espaciales.Los intervalos nulos pueden ser representados en forma de cono de luz, popularizados por el celebérrimo librode Stephen Hawking, Historia del Tiempo. Sea un observador situado en el origen, el futuro absoluto (los sucesosque serán percibidos por el individuo) se despliega en la parte superior del eje de ordenadas, el pasado absoluto (lossucesos que ya han sido percibidos por el individuo) en la parte inferior, y el presente percibido por el observador enel punto 0. Los sucesos que están fuera del cono de luz no nos afectan, y por lo tanto se dice de ellos que estánsituados en zonas del espacio-tiempo que no tienen relación de causalidad con la nuestra.Imaginemos, por un momento, que en la galaxia Andrómeda, situada a 2 millones de años luz de nosotros, sucedióun cataclismo cósmico hace 100.000 años. Dado que 1) la luz de Andrómeda tarda 2 millones de años en llegarhasta nosotros y 2) nada puede viajar a una velocidad superior a la de los fotones, es evidente, que no tenemosmanera de enterarnos de lo que sucedió en dicha Galaxia hace tan sólo 100.000 años. Se dice por lo tanto que elintervalo existente entre dicha hipotética catástrofe cósmica y nosotros, observadores del presente, es un intervaloespacial(ds2 < 0), y por lo tanto, no puede afectar a los individuos que en el presente viven en la Tierra: Es decir, noexiste relación de causalidad entre ese evento y nosotros.Análisis El único problema con esta hipótesis, es que a el entrar en un agujero negro, se anula el espacio tiempo, ycomo ya sabemos, algo que contenga algún volumen o masa, debe tener como mínimo un espacio donde ubicarse,el tiempo en ese caso, no tiene mayor importancia, pero el espacio juega un rol muy importante en la ubicación devolúmenes, por lo que esto resulta muy improbable, pero no imposible para la tecnología.Podemos escoger otro episodio histórico todavía más ilustrativo: El de la estrella de Belén, tal y como fueinterpretada porJohannes Kepler. Este astrónomo alemán consideraba que dicha estrella se identificaba con unasupernova que tuvo lugar el año 5 a. C., cuya luz fue observada por los astrónomos chinos contemporáneos, y quevino precedida en los años anteriores por varias conjunciones planetarias en la constelación de Piscis. Esasupernova probablemente estalló hace miles de años atrás, pero su luz no llegó a la tierra hasta el año 5 a. C. Deahí que el intervalo existente entre dicho evento y las observaciones de los astrónomos egipcios y megalíticos (quetuvieron lugar varios siglos antes de Cristo) sea un intervalo espacial, pues la radiación de la supernova nunca pudollegarles. Por el contrario, la explosión de la supernova por un lado, y las observaciones realizadas por los tresmagos en Babilonia y por los astrónomos chinos en el año 5 a. C. por el otro, están unidas entre sí por un intervalotemporal, ya que la luz sí pudo alcanzar a dichos observadores.

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