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Universo

Universo

El Universo es el continuo espacio-tiempo en que nos encontramos, junto con toda la materia y energía existentes en él. Su estudio, en las mayores escalas, es el objeto de la cosmología, disciplina basada en la astronomía y la física.
- Edad: El Universo tiene 13.700 millones de años (margen de error cercano al 1%).
- Forma Geométrica: Plana
- .
- Destino final: La evidencia apoya la Teoría de la expansión permanente del Universo. (
- ) En este caso no significa un universo bidimensional, sino plano en el sentido de no-curvo, de geometría euclídea. Hay muchas teorías sobre su origen y destino final:

Véase también


- Big Bang
- Big Crunch
- Big Rip
- Destino último del universo
- Astronomía ---- Otros conceptos de universo: Universo (matemáticas), en informática Universo (software) y en narrativa Universo de ficción. categoría:Cosmología special_irv@hotmail.com ja:宇宙 ko:우주 ms:Alam Semesta simple:Universe

Materia

Materia es la realidad primaria de la que están hechas las cosas. Realidad espacial y perceptible por los sentidos, que con la energía, constituye el mundo físico. Materia, es pues, todo lo que ocupa un lugar en el Universo. Por tanto, la principal característica de la materia es que tiene volumen. La famosa ecuación de Albert Einstein relaciona la materia y la energía, de tal modo que podríamos decir en sus propias palabras que Materia es Energía superconcentrada y que Energía es Materia superdiluida. Y puede transformarse de energía a materia y viceversa conservando la energía total que es indestructible.

La materia y sus propiedades

La materia es todo lo que existe en el universo y está compuesto por partículas elementales. La materia se organiza jerárquicamente en varios niveles. El nivel más complejo es la agrupación en moléculas y éstas a su vez son agrupaciones de átomos. Los constituyentes de los átomos, que sería el siguiente nivel son:
- Protones: partículas cargadas de electricidad positiva.
- Electrones: partículas cargadas de electricidad negativa.
- Neutrones: partículas sin carga eléctrica. A partir de aquí hay todo un conjunto de partículas subatómicas que acaban finalmente en los quarks o constituyentes últimos de la materia.

Estados de agregación

Comunmente la materia se presenta en 4 estados de agregación molecular: sólido, líquido, gaseoso y plasma. De acuerdo con la teoría cinética molecular la materia se encuentra formada por moléculas y estas se encuentran animadas de movimiento, el cual cambia constantemente de dirección y velocidad. Debido a este movimiento presentan energía cinética que tiende a separarlas, pero también tienen una energía potencial que tiende a juntarlas. Por lo tanto el estado físico de una sustancia puede ser: Sólido: si la energía cinética es menor que la potencial. Líquido: si la energía cinética y potencial son aproximadamente iguales. Gaseoso: si la energía cinética es mayor que la potencial. Plasma: Cuando la materia está muy caliente, tiene tanta energía cinética que los átomos no pueden existir como tales y los componentes atómicos se disocian generando un gas altamente ionizado y caliente. Dicho estado lo podemos encontrar en el sol. A temperaturas extremadamente bajas se dan otros estados de la materia con propiedades exóticas como la superfluidez. Actualmente, 05 de Julio de 2005, se conocen hasta 9 estados de la materia, la mayoria de ellos se dan en condiciones extremas de temperatura, presión , etc, como pueden ser los condensados de Bose-Einstein o un gas de átomos que, a altas temperaturas, se comporta como un superfluido, o fluido perfecto.

Ley de la conservación de la materia

:La materia no se crea ni se destruye, sólo se transforma. — Establecida por Lavoisier

Propiedades de la Materia Ordinaria

Propiedades generales

Las presentan los cuerpos sin distinción y por tal motivo no permiten diferenciar una sustancia de otra. Algunas de las propiedades generales se les da el nombre de extensivas, pues su valor depende de la cantidad de materia, tales el caso de la masa, peso, volumen, la inercia, la energía, impenetrabilidad, porosidad, divisibilidad, elasticidad, maleabilidad, tenacidad y dureza entre otras.

Propiedades características

Permiten distinguir una sustancia de otra. También reciben el nombre de propiedades intensivas porque su valor es independiente de la cantidad de materia. Las propiedades características se clasifican en:

Físicas

Es el caso de la densidad, el punto de fusión, el punto de ebullición, el coeficiente de solubilidad, el índice de refracción, el módulo de Young y las propiedades organolépticas.

Químicas

Están contituidas por el comportamiento de las sustancias al combinarse con otras, y los cambios con su estructura íntima como consecuencia de los efectos de diferentes clases de energía. Ejemplos:
- corrosividad de ácidos
- poder calorífico
- acidez
- reactividad Categoría:Física ja:物質 ko:물질 ms:Jirim simple:Matter

Energía

En física la energía puede definirse como una cantidad globalmente constante en un sistema. Durante la evolución de un sistema la energía toma formas diversas por intermedio del trabajo de las fuerzas involucradas. La energía puede materializarse en masa y la masa transformarse en energía en ciertos procesos físicos y quimicos. Energía también es definida como la capacidad para realizar un trabajo. En el Sistema Internacional de Unidades se mide en julios. Se suele representar por la letra E. Cualquier forma de energía asociada a un sistema físico se puede expresar como la combinación de dos formas básicas de energía: la energía cinética y la energía potencial de sus partículas. Todos los sistemas físicos tienen energía, que se manifiesta en la capacidad de producir transformaciones en sí mismos o en otros sistemas.

Transferencia de la energía entre sistemas físicos

Se denomina sistema físico a cualquier parte del Universo que puede ser objeto de estudio de forma individualizada. Todos los sistemas tienen energía, aunque no esté produciéndose ninguna transformación. Por ejemplo, la energía que tiene un muelle comprimido se puede usar posteriormente. Los procesos de transformación o cambio tienen lugar cuando la energía se transfiere de un sistema a otro. Siempre que dos sistemas interactúan se producen cambios debido a que la energía se transfiere de un sistema a otro. Ejemplo: cuando se calienta agua en una cacerola, se transfiere energía de la llama al recipiente y de este al contenido. Los sistemas físicos pueden transferirse energía por dos métodos: mediante el trabajo o mediante el calor.

Formas en las que se puede observar la energía


- Energía eléctrica.
- Energía sonora: Es la energía contenida en las ondas sonoras.
- Energía atómica o nuclear: La obtenida por la fusión o fisión de los núcleos atómicos
- Energía cinética: La que posee un cuerpo por razón de su movimiento
- Energía de ionización: La mínima necesaria para ionizar una molécula o átomo
- Energía potencial: Capacidad de un cuerpo para realizar trabajo en razón de su posición en un campo de fuerzas
- Energía radiante: La existente en un medio físico, causada por ondas electromagnéticas, mediante las cuales se propaga directamente sin desplazamiento de la materia
- Energías renovables:
  - Energía eólica
  - Energía geotérmica
  - Energía hidráulica
  - Energía mareomotriz
  - Energía solar
- Fuentes de Energías no renovables (o nuclear-fósil):
  - Carbón
  - Centrales nucleares
  - Gas Natural
  - Petróleo

Véase también


- Vatio
- Energía de una señal Categoría:Magnitudes físicas Categoría:Energía ja:エネルギー ko:에너지 ms:Tenaga simple:Energy th:พลังงาน

Cosmología

La cosmología es el estudio a gran escala de la estructura y la historia del universo. En particular, trata los temas relacionados con su origen y su evolución. Es material de estudio para la física, astronomía, filosofía y religión.

Cosmología física

Se entiende por cosmología física todas aquellas teorías, modelos o ideas cosmológicas que forman el modelo actual de cosmología. Dicho modelo surge del estudio de la cosmología por parte de la física y la astronomía, ciencias que está íntimamente relacionadas: la evidencia experimental que entregan las observaciones astronómicas sirven de base para los modelos teóricos que elaboran los físicos. Las piedras angulares sobre las que se basa la cosmología moderna son:
- El descubrimiento de la Ley de Hubble, que describe la expansión del universo.
- El descubrimiento de la Teoría de la Relatividad General. A partir de la primera surgió la Teoría del Big Bang o "de la Gran Explosión" como orígen del universo, mientras que la segunda es necesaria para describir físicamente al universo a gran escala. Observaciones de grandes porciones del cielo indican que, a escala cosmológica, el universo es homogéneo e isotrópico (se ve igual en todas direcciones), lo que fue confirmado con el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas. Sin embargo, a escalas más pequeñas es universo es claramente inhomogéneo. A pesar de que la cosmología física es el modelo más aceptado entre la comunidad científica, hay algunos aspectos que todavía quedan por resolver:
- Se desconoce qué occurrió en los primeros instantes tras el Big Bang. La respuesta se busca mediante el estudio del Universo Temprano, una de cuyas metas es encontrar la explicación a una posible unificación de las cuatro fuerzas fundamentales (fuerte, débil, electromagnética y gravitacional).
- No se sabe cómo se formaron las estructuras actuales, a partir del Big Bang. La respuesta se busca mediante el estudio de la formación y evolución de las galaxias y la inflación cósmica.
- Queda por saber a qué se debe el hecho de que el universo se expanda con aceleración (Véase Aceleración de la expansión del universo).
- No se sabe cuál es el destino final del universo. La respuesta se busca a través del estudio de la energía oscura.
- La naturaleza de la materia oscura es desconocida.

Cosmología alternativa

Se entiende por cosmología alternativa todas aquellas teorías, modelos o ideas cosmológicas que contradicen el modelo estándar de cosmología. Podemos clasificarla en tres grandes grupos:

Cosmología física alternativa


- Cosmología del plasma
- Teoría del Estado Estacionario

Cosmología filosófica


- Filosofía presocrática
- Principio antrópico

Cosmología religiosa

Véase el artículo principal: Cosmología religiosa
- Creacionismo
- Diseño inteligente
- Cosmogonía categoría:Astronomía y astrofísica categoría:cosmología Categoría:Relatividad ja:宇宙論 ko:우주론 simple:Cosmology th:จักรวาลวิทยา

Física

La física [<griego φύσισ (phusis), «naturaleza»] es la ciencia de la naturaleza en el sentido más amplio. Estudia las propiedades de la materia, la energía, el tiempo, el espacio y sus interacciones. La física estudia por lo tanto un amplio rango de campos y fenómenos naturales, desde las partículas subatómicas hasta la formación y evolución del Universo así como multitud de fenómenos naturales cotidianos. El año 2005 ha sido proclamado por la UNESCO como Año mundial de la física en conmemoración de la publicación de Albert Einstein en 1905 de sus famosos artículos sobre el efecto fotoeléctrico y la teoría de la relatividad especial.

Ramas principales de la Física

Para su estudio la fisica se puede dividir en dos grandes ramas, la Física Clásica y la Física Moderna. La primera se encarga del estudio de aquellos fenomenos que tienen una velocidad relativamente pequeña comparada con la velocidad de la luz y cuyas escalas espaciales son muy superiores al tamaño de átomos y moléculas. La segunda se encarga de los fenomenos que se producen a la velocidad de la luz o valores cercanos a ella o cuyas escalas espaciales son del orden del tamaño del átomo o inferiores y fue desarrollada a partir del siglo XX. Dentro del campo de estudio de la Física Clásica se encuentran la: :
- Mecánica :
- Termodinámica :
- Ondas mecánicas :
- Óptica :
- Electromagnetismo: Electricidad | Magnetismo Dentro del campo de estudio de la Física Moderna se encuentran: :
- Relatividad :
- Mecánica cuántica: Átomo | Núcleo | Física química | Física del estado sólido :
- Física de partículas

Historia

Desde la antiguedad las personas han tratado de comprender la naturaleza y los fenómenos que en ella se observan: el paso de las estaciones, el movimiento de los cuerpos y de los astros, etc. Las primeras explicaciones se basaron en consideraciones filosóficas y sin realizar verificaciones experimentales, concepto este inexistente en aquel entonces. Por tal motivo algunas interpretaciones falsas, como la hecha por Ptolomeo - "La Tierra está en el centro del Universo y alrededor de ella giran los astros" - perduraron cientos de años. En el Siglo XVI Galileo fue pionero en el uso de experimentos para validar las teorías de la física. Se interesó en el movimiento de los astros y de los cuerpos. Usando el plano inclinado descubrió la ley de la inercia de la dinámica y con el telescopio observó que Júpiter tenía satélites girando a su alrededor. En el Siglo XVII Newton (1687) formuló las leyes clásicas de la dinámica (Leyes de Newton) y la Ley de la gravitación universal de Newton. A partir del Siglo XVIII se produce el desarrollo de otras disciplinas tales como la termodinámica, la mecánica estadística y la física de fluídos. En el Siglo XIX se producen avances fundamentales en electricidad y magnetismo. En 1855 Maxwell unificó ambos fenómenos y las respectivas teorías vigentes hasta entonces en la Teoría del electromagnetismo, descrita a través de las Ecuaciones de Maxwell. Una de las predicciones de esta teoría es que la luz es una onda electromagnética. A finales de este siglo se producen los primeros descubrimientos sobre radiactividad dando comienzo el campo de la física nuclear. En 1897 Thomson descubrió el electrón. Durante el Siglo XX la Física se desarrolló plenamente. En 1904 se propuso el primer modelo del átomo. En 1905 Einstein formuló la Teoría de la Relatividad especial, la cual coincide con las Leyes de Newton cuando los fenómenos se desarrollan a velocidades pequeñas comparadas con la velocidad de la luz. En 1915 Einstein extendió la Teoría de la Relatividad especial formulando la Teoría de la Relatividad general, la cual sustituye a la Ley de gravitación de Newton y la comprende en los casos de masas pequeñas. Planck, Einstein, Bohr y otros desarrollaron la Teoría cuántica a fin de explicar resultados experimentales anómalos sobre la radiación de los cuerpos. En 1911 Rutherford dedujo la existencia de un núcleo atómico cargado positivamente a partir de experiencias de dispersión de partículas. En 1925 Heisenberg y en 1926 Schrödinger y Dirac formularon la Mecánica cuántica, la cual comprende las teorías cuánticas precedentes y suministra las herramientas teóricas para la Física de la materia condensada. Posteriormente se formuló la Teoría cuántica de campos para extender la Mecánica cuántica de manera consistente con la Teoría de la Relatividad especial, alcanzando su forma moderna a finales de los 1940s gracias al trabajo de Feynman, Schwinger, Tomonaga y Dyson, quienes formularon la Teoría de la Electrodinámica cuántica. Asimismo, esta teoría suministró las bases para el desarrollo de la Física de partículas. En 1954 Yang y Mills desarrollaron las bases del Modelo estándar. Este modelo se completó en los años 1970 y con él fue posible predecir las propiedades de partículas no observadas previamente pero que fueron descubiertas sucesivamente siendo la última de ellas el quark top. En la actualidad el modelo estándar describe todas las partículas elementales observadas así como la naturaleza de su interacción.

Estructura de la física

Principales teorías

: Mecánica clásica - Termodinámica - Mecánica estadística - Electromagnetismo - Relatividad especial - Relatividad general - Mecánica cuántica - Mecánica cuántica relativista - Electrodinámica cuántica - Cromodinámica cuántica - Física molecular - Física del plasma - Física relativista

Teorías propuestas

:Teoría del todo - Teoría de Gran Unificación - Teoría de las cuerdas - Criogenia

Conceptos

:Materia - Antimateria - Partículas - Masa - Energía - Momento - Tiempo - Fuerza - Presión - Onda - Electricidad - Magnetismo - Temperatura - Entropía - Sistemas de unidades - Constantes físicas

Fuerzas fundamentales

:Interacción gravitatoria - Interacción electromagnética - Interacción nuclear débil - Interacción nuclear fuerte

Campos de la Física

:Astrofísica - Dinámica de fluidos - Física atómica - Física computacional - Física Electrónica - Física del estado sólido - Física molecular - Física nuclear - Física de partículas (o Física de Altas Energías) - Óptica - Sistemas complejos - Biofísica - Fisicoquímica - Física de la Tierra

Otros

:Lista de instrumentos de medición También se habla de Física teórica y Física experimental en función de si la Física está más orientada al desarrollo de teorías o a la comprobación experimental de los resultados predichos por las teorías.

Físicos famosos


- Galileo Galilei
- Isaac Newton
- Charles-Augustin de Coulomb
- James Clerk Maxwell
- Niels Bohr
- Louis-Victor de Broglie
- Marie Curie
- Max Planck
- Guglielmo Marconi
- Henri Poincaré
- Albert Einstein
- Werner Heisenberg
- Erwin Schrödinger
- Lev Davidovich Landau
- Richard Feynman
- Enrico Fermi
- Stephen Hawking

Wikiportal de Física

Enlaces externos


- [http://www.fisicaysociedad.es Física y Sociedad]
- [http://www.cofis.es Colegio oficial de físicos]
- [http://www.ucm.es/info/rsef/ Real Sociedad española de física]
- [http://www.fisimur.org/fisica-es Fisica-es]
- [http://www.fisimur.org Fisimur]
- [http://foro.migui.com Foros de migui.com]
- [http://www.fisicahoy.com Fisicahoy] categoría:Física als:Physik ja:物理学 ko:물리학 ms:Fizik simple:Physics th:ฟิสิกส์ zh-min-nan:Bu̍t-lí-ha̍k

Big Rip

El Gran Desgarramiento o Teoría de la Eterna Expansión, llamado en inglés Big Rip, es una hipótesis cosmológica sobre el destino último del universo. La clave de esta hipótesis es la cantidad de energía oscura en el universo. Si el universo contiene suficiente energía oscura, podría acabar en un desgarramiento de toda la materia. El valor llave es w, la razón entre la presión de la energía oscura y su densidad energética. A w < -1, el universo acabaría por ser desgarrado. Primero, las galaxias se separarían entre sí, luego la gravedad sería demasiado débil para mantener integrada cada galaxia. Aproximadamente tres meses antes del fin, los sistemas solares perderían su cohesión gravitatoria. En los últimos minutos, se desbaratarán estrellas y planetas, y los átomos serán destruidos en una fracción de segundo antes del fin del tiempo. Los autores de esta hipótesis calculan que el fin del tiempo ocurriría aproximadamente 3,5×1010 años después del Big Bang, o dentro de 2,0×1010 años.

Véase también


- Big Bang
- Big Crunch
- Aceleración de la expansión del universo
- Cronología del universo hasta el hombre
- Destino último del universo

Enlaces externos


- Caldwell, Robert R., Kamionkowski, Marc y Weinberg, Nevin N. [http://www.arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0302/0302506.pdf "Phantom Energy and Cosmic Doomsday" (Energía Fantasma y Cataclismo Cósmico)] (en inglés, formato PDF)
- Overbye, Dennis [http://www.prodiversitas.bioetica.org/prensa73.htm El Big Rip] (en español)
- Carletti, Eduardo J., [http://axxon.com.ar/zap/179/c-Zapping0179.htm La energía fantasma] (en español) Categoría:Cosmología

Big bang

de densidad infinita y físicamente paradójica. El espacio se ha expandido desde entonces por lo que los objetos astrofísicos se han alejado unos respecto a otros.]] En cosmología, la teoría del Big Bang, o de la gran explosión, es la teoría científica que describe el desarrollo del universo temprano y su forma. La idea central es que la teoría de la relatividad general puede ser combinada con las observaciones a gran escala de galaxias y cambios de posición entre ellas, permitiendo extrapolar las condiciones del universo antes o después en el tiempo. Una consecuencia natural del Big Bang es que en el pasado el universo tenía una temperatura más alta y una mayor densidad. El término Big Bang se utiliza tanto para referirse específicamente al momento en el tiempo en el que se inició la expansión observable del universo (Ley de Hubble), como en un sentido más general para referirse al paradigma cosmológico que explica el origen y la evolución del mismo. Curiosamente, fue uno de los detractores de esta teoría, el astrofísico inglés Fred Hoyle quien, en 1950 y para mofarse, caricaturizó esta explicación con la expresión big bang ("gran explosión", "gran boom" en el inicio del universo), nombre con el que hoy se conoce dicha teoría.llllll Una consecuencia del Big Bang es que las condiciones del universo actual son diferentes de sus condiciones en el pasado o en el futuro. A partir de este modelo abstracto, George Gamow en 1948 pudo predecir que debería haber evidencia de un Big Bang en un fenómeno más tarde bautizado como radiación de fondo de microondas cósmicas (CMB). El CMB fue descubierto en la década de los 60 y se utiliza como confirmación de la teoría del Big Bang sobre su más importante alternativa que es la Teoría del Estado Estacionario. Para llegar a esta explicación, diversos científicos, con sus estudios, han ido construyendo el camino que lleva a la génesis del modelo del Big Bang. Los trabajos de Alexander Friedman, del año 1922, y de Georges Lemaître, de 1927, utilizaron la teoría de la relatividad de Albert Einstein para demostrar que el universo estaba en movimiento constante. Poco después, en 1929, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble (1889-1953), descubrió galaxias más allá de la Vía Láctea que se alejaban de nosotros, como si el universo se dilatara constantemente. En 1948, el físico ruso nacionalizado estadounidense, George Gamow (1904-1968), planteó que el universo se creó a partir de una gran explosión (Big Bang). Recientemente, ingenios espaciales puestos en órbita (COBE) han conseguido "oír" el eco de esta gigantesca explosión primigenia. El universo puede expandirse infinitamente o parar lentamente esa expansión e invertirse en una contracción. El fin de esa contracción se conoce con un término contrario al Big Bang: el Big Crunch o 'Gran Colapso'.

Historia de la teoría

La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones y de un avance teórico. Por medio de observaciones en los años 1910, el astrónomo estadounidense Vesto Slipher y después el de Estrasburgo Carl Wilhelm Wirtz determinaron que la mayoría de las nebulosas espirales se alejaban de la tierra; pero no llegaron a darse cuenta de las implicaciones cosmológicas de ésta observación, ni tampoco que las supuestas nebulosas eran en realidad galaxias más allá de nuestra propia vía Láctea. También en la segunda década del siglo XX, la teoría de Albert Einstein sobre la relatividad general no admite soluciones estáticas (es decir, el universo debe estar en expansión o en reducción) un resultado que él mismo consideró equivocado, por lo que trató de corregirlo agregando la constante cosmológica. El primero en aplicar formalmente la relatividad a la cosmología sin 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 se inició con la explosión de un átomo primigenio, lo que más tarde fue llamado el Big Bang. En 1929, Edwin Hubble realizó observaciones que sirvieron de base para comprobar la teoría de Lemaître. Hubble probó que las nebulosas espirales son galaxias y midió sus distancias observando las estrellas variable cefeida en galaxias distantes. Descubrió que las galaxias se alejan entre ellas a velocidades (relativas a la tierra) directamente proporcionales a su distancia. Este hecho se conoce ahora como la Ley de Hubble (véase Edwin Hubble: Marinero de las Nebulosas por Edward Christianson). Según el principio cosmológico, el alejamiento de las galaxias sugería que el universo está en expansión. Esta idea ocasionó dos posibilidades opuestas. La primera era la teoría Big Bang de Lemaître, soportada y desarrollada por George Gamow. La segunda posibilidad era el modelo de Fred Hoyle teoría del estado estacionario en la cual la nueva materia sería creada mientras las galaxias se alejan entre ellas. En este modelo, el universo es básicamente el mismo en un momento dado en el tiempo. Durante muchos años hubo adeptos por igual a ambas teorías. Con el pasar de los años, las evidencias observacionales apoyan la idea de que le universo evolucionó a partir de un estado denso y caliente. Desde el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas en 1965, ha sido considerada como la mejor teoría para explicar el origen y evolución del cosmos. Antes de finales de los años 1960, muchos cosmólogos pensaban que la singularidad infinitamente densa del tiempo inicial en el modelo cosmológico de Friedman era una sobre idealización, y que el universo se contraería antes de empezar a expandirse nuevamente. Esta es la teoría de Richard Tolman de un universo oscilante. En los años 1960, Stephen Hawking y otros demostraron que esta idea no era factible, y que la singularidad es un componente esencial de la gravedad de Einstein. Esto llevó a la mayoría de los cosmólogos a aceptar la teoría del Big Bang, según la cual el universo que observamos se inició hace un tiempo finito. Prácticamente todos los trabajos teóricos actuales en cosmología tratan de extender o refinar elementos de la teoría del Big Bang. Mucho del trabajo actual en cosmología incluye el entender como se formaron las galaxias en el contexto del Big Bang, entender lo que allí ocurrió y cotejar nuevas observaciones con la teoría básica. A finales de los años 1990 y principios del siglo XXI se lograron enormes avances en la cosmología del Big Bang como resultado de importantes avances en telescopía en combinación con grandes cantidades de datos satelitales de COBE, el telescopio espacial Hubble y WMAP. Estos datos han permitido a los cosmólogos calcular muchos de los parámetros del Big Bang hasta un nuevo nivel de precisión y condujeron al descubrimiento inesperado de que el universo está en aceleración.

Descripción del Big Bang

Basándose en medidas de la expansión del universo utilizando observaciones de las supernovas tipo 1a, en medidas de la variación de temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de microondas y en medidas de la función de correlación de las galaxias, la edad del universo es de 13.7 ± 0.2 millones de años. Es remarcable el hecho de que tres medidas independientes sean consistentes, por lo que se consideran como una fuerte evidencia del llamado modelo de concordancia que describe la naturaleza detallada del universo. El universo en sus primeros momentos estaba lleno homogénea e isotrópicamente con una energía muy densa y tenía una temperatura y presión concomitante. Se expandió y se enfrió, experimentando unos cambios de fase análogos a la condensación de vapor o la congelación de agua, pero relacionados con las partículas elementales. Aproximadamente 10-35 segundos después de la época de Planck un cambio de fase causó que el universo se expandiese de forma exponencial durante un período llamado inflación cósmica. Al terminar la inflación, los componentes materiales del universo quedaron en la forma de un plasma quark-gluon en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en forma relativista. Con el crecimiento en tamaño del universo, la temperatura bajó. A cierta temperatura, debido a un cambio todavía desconocido llamado la bariogénesis, los quarks y gluones se combinaron en bariones tal como el protón y el neutrón, produciendo de alguna manera la asimetría observada entre materia y antimateria. Las temperaturas aún más bajas condujeron a nuevos cambios de fase que rompen la simetría así que les dieron su forma actual a las fuerzas fundamentales de la física y a las partículas elementales. Más tarde unos protones y neutrones se combinaron para formar los núcleos de deuterio y de helio en un proceso llamado nucleosíntesis primordial. Al enfriarse el universo, la materia gradualmente dejó de moverse de forma relativista y su densidad de energía comenzó a dominar gravitacionalmente sobre la radiación. Pasados 300.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron para formar los átomos (mayoritariamente de hidrógeno). Por eso la radiación se desacopló de los átomos y continuó por el 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 crecieron gravitacionalmente haciéndose más densas, formando nubes, estrellas, galaxias y el resto de las estructuras astronómicas que actualmente se observan. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materia en el universo. Los tres tipos posibles se conocen como materia oscura fría, materia oscura caliente y materia bariónica. Las mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP) muestran que la forma más común de materia en el universo es la materia oscura fría. Los otros dos tipos de materia sólo serían el 20% de la materia del universo. El universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura. Aproximadamente 70% de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Ese componente del universo se revela por su propiedad de causar que la expansión del universo varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia produciendo que el espacio-tiempo se expanda más rápidamente que lo esperado a grandes distancias. La energía oscura toma la forma de una constante cosmológica en las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero los detalles de esta ecuación de estado y su relación con el modelo estándar de física de partículas continúan a ser investigados tanto de forma teórica como por medio de observaciones. Más misterios aparecen cuando se investiga más cerca del principio, cuando las energías de las partículas eran más altas de los que ahora se pueden estudiar por experimentos. No hay ningún modelo físico convincente para el primer 10-33 segundo del universo, antes del cambio de fase que forma parte de la teoría de unificación grande. En el "primer instante", la teoría gravitacional de Einstein predice una singularidad gravitacional en donde las densidades son infinitas. Para resolver esta paradoja física, hace falta una teoría de la gravedad cuántica. El comprender este período de la historia del universo figura entre los mayores problemas no solucionados de la física.

Base teórica

La teoría del Big Bang en su forma actual depende de tres suposiciones: # La universalidad de las leyes de la física # El principio cosmológico # El principio de Copérnico Inicialmente, estas tres ideas fueron tomadas como postulados, pero actualmente, se intenta verificar cada una de ellas. La universalidad de las leyes de física ha sido verificada al nivel de las más grandes constantes físicas llevando su margen de error hasta el orden de 10-5. La isotropía del universo que define el principio cosmológico ha sido verificada hasta un orden de 10-5. Actualmente se intenta verificar el principio copernicano observando la interacción entre grupos de galaxias y el CMB por medio del efecto Sunyaev-Zeldovich con un nivel de exactitud del 1%. La teoría del Big Bang utiliza el postulado de Weyl para medir sin ambigüedad el tiempo en cualquier momento en el pasado a partir del la época de Planck. Las medidas en este sistema dependen de coordenadas conformales en las cuales las llamadas distancias codesplazantes y tiempos conformales permiten no considerar la expansión del universo para las medidas de espacio-tiempo. En ese sistema de coordenadas, los objetos que se mueven con el flujo cosmológico mantienen siempre la misma distancia codesplazante y el horizonte o límite del universo se fija por el 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 su expansión es la que causa el incremento de la distancia física entre dos puntos fijos en nuestro universo. Cuando los objetos están ligados entre ellos (por ejemplo por una galaxia), no se alejan con la expansión del espacio-tiempo debido a que se asume que las leyes de la física que los gobiernan son uniformes e independientes del espacio métrico. Más aún, la expansión del universo en las escalas actuales locales es tan pequeño que cualquier dependencia de las leyes de física en la expansión no sería medible con las técnicas actuales.

Evidencias

En 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 el rojo de las galaxias, las medidas detalladas del fondo cósmico de microondas, y la abundancia de elementos ligeros. Además, la función de correlación de la estructura a gran escala en el universo encaja con la teoría del Big Bang.

Expansión expresada en la ley de Hubble

Artículo principal: ley de Hubble La observación de galaxias y quasars lejanos se desprende que estos objetos sufren un corrimiento hacia el rojo, lo que quiere decir que la luz que emiten se ha desplazado proporcionalmente hacia longitudes de onda más largas. Esto se comprueba tomando el espectro de los objetos y después comparando el patrón espectroscópico de las líneas de emisión o absorción correspondientes a átomos de los elementos que interactúan con la radiación. En este análisis, se puede apreciar cierto corrimiento hacia el rojo, lo que se explica por una velocidad recesional correspondiente al efecto Doppler en la radiación. Al representar estas velocidades recesionales frente a las distancias a los objetos, guardan una relación lineal, conocida como Ley de Hubble: v = H0 D donde v es la velocidad recesional, D es la distancia al objeto y H0 es la constante de Hubble, que el satélite WMAP estimó en 71 ± 4 km/s/Mpc.

Fondo cósmico de microondas

Artículo principal: Radiación de fondo de microondas Radiación de fondo de microondas Una de las características de la teoría del Big Bang es la predicción de la radiación de fondo de microondas o CMB (Cosmic microwave background). El universo temprano, debido a su alta temperatura, se habría llenado de luz emitida por sus otros componentes. Mientras el universo se enfriaba debido 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 3.000 K, se forman los átomos, permitiendo el paso de la luz a través del gas del universo. Esto es lo que se conoce como disociación de fotones (
    - ). La radiación en este momento habría tenido el espectro del cuerpo negro y habría viajado libremente durante el resto vida del universo, sufriendo un corrimiento hacia el rojo como consecuencia de la expansión de Hubble. Esto hace variar el espectro del cuerpo negro de 3.000 K (
- ) a un espectro del cuerpo negro con una temperatura mucho menor. La radiación, vista desde cualquier punto del universo, parecerá provenir de todas las direcciones en el espacio. En 1964, Arno Penzias y Robert Wilson, mientras desarrollaban una serie de observaciones de diagnóstico con un receptor de microondas propiedad de los Laboratorios Bell descubrieron el fondo cósmico de microondas. Su descubrimiento proporcionó una confirmación sustancial de las predicciones generales respecto al CMB— la radiación resultó ser isotrópica y constante, con un espectro del cuerpo negro de cerca de 3 K— e inclinó la balanza hacia la hipótesis 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, proporcionados en 1990, fueron consistentes con las predicciones generales que la teoría del Big Bang hace sobre la CMB. El COBE halló una temperatura residual de 2.726 K y determinó que el CMB era isotrópico en torno a una de cada 105 partes. Durante la década de los 90 se investigó más extensamente la anisotropía en el CMB mediante un gran número de experimentos en tierra y, midiendo la distancia angular media (la distancia en el cielo) de las anisotropías, 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 de Microondas (en inglés Wilkinson Microwave Anisotropy Probe o WMAP), mejorando los que hasta entonces eran los valores más precisos de algunos parámetros cosmológicos. (Véase también experimentos sobre el fondo cósmico de microondas). Este satélite también refutó varios modelos inflacionistas específicos, pero los resultados eran constantes con la teoría de la inflación en general.

Abundancia de elementos primordiales

Artículo principal: Nucleosíntesis primordial Se puede calcular, usando la teoría del Big Bang, la concentración de helio-4, helio-3, deuterio y litio-7 en el universo como proporciones con respecto a la cantidad de hidrógeno normal, H. Todas las abundancias dependen de un solo parámetro, la razón entre fotones y bariones. La proporción predicha es de cerca de 0.25 para 4He/H, alrededor de 10-3 para ²H/H, alrededor de 10-4 para ³He/H y cerca de 10-9 para el 7Li/H. Estas abundancias medidas concuerdan con las predichas a partir de un único valor de la razón barión frente a fotón
    - , y se considera una fuerte evidencia en favor del Big Bang, ya que esta 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 más helio-4 que deuterio o más deuterio que helio-3.

Evolución y distribución galáctica

Las observaciones detalladas de la morfología y estructura de las galaxias y quasars proporcionan una fuerte evidencia del Big-Bang. La combinación de las observaciones con la teoría sugiere que los primeros quasars y galaxias se formaron hace alrededor de mil millones de años después del Big Bang, y desde ese momento se han estado formando estructuras más grandes, como los cúmulos de galaxias y supercúmulos. 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 de las galaxias cercanas (que se observan en un estado más reciente). Por otro lado, las galaxias formadas hace relativamente poco son muy diferentes de las galaxias que se formaron a distancias similares pero poco después del Big Bang. Estas observaciones son argumentos sólidos en contra de la teoría del estado estacionario. Las observaciones de la formación estelar, la distribución de quasars y galaxias, y las estructuras más grandes concuerdan con las simulaciones obtenidas sobre la formación de la estructura en el universo a partir del Big Bang, y están ayudando a completar detalles de la teoría.

Problemas comunes

Históricamente, han surgido un cierto número de problemas dentro de la teoría del Big Bang. Algunos de ellos sólo tienen interés histórico, y han sido evitados sea por medio de modificaciones a la teoría o como resultado de observaciones más precisas. Otros aspectos, como el problema de la penumbra en cúspide y el problema de la galaxia enana de materia oscura fría, no son considerados graves dado que pueden ser resueltos por refinamiento 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 y agregados a la teoría. Las partes más atacadas de la teoría incluyen lo concerniente a la materia oscura, la energía oscura y la inflación cósmica. Estas características del universo son cada una sugeridas por observaciones de la radiación de fondo de microondas, la estructura a gran escala del cosmos y las supernovas de tipo IA, pero se encuentran en la frontera de la física moderna. Ver problemas no resueltos de la física. Si bien los efectos gravitacionales de materia y energía oscuras son bien conocidos de forma observacional y teórica, todavía no han sido incorporados al modelo estándar de la física de partículas de forma aceptable. Estos aspectos de la cosmología estándar siguen sin tener una explicación adecuada, pero la mayoría de astrónomos y físicos aceptan que la concordancia entre la teoría del Big Bang y la evidencia observacional es tan cercana que permite establecer con cierta seguridad casi todos los aspectos básicos de la teoría. Los siguientes son algunos de los problemas y enigmas comunes del Big Bang:

El problema del horizonte

El problema del horizonte, también llamado problema de la causalidad, resulta del hecho de que la información no puede viajar más rápido 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 estar causalmente conectadas. La isotropía observada de la radiación de fondo de microondas (CMB) es en este aspecto problemática debido a que el tamaño del horizonte de partículas en ese tiempo corresponde a un tamaño de cerca de dos grados en el cielo. Si el universo hubiera tenido la misma historia de expansión desde la época de Planck, no habría mecanismo que pudiera hacer que estas regiones tuvieran la misma temperatura. Esta aparente inconsistencia se resuelve con la teoría inflacionista en la cual un campo de energía escalar isotrópico domina el universo al transcurrir un tiempo de Planck luego de la época de Planck. Durante la inflación, el universo sufre una expansión exponencial, y regiones que se afectan entre ellas se expanden más allá de sus respectivos horizontes. El principio de incertidumbre de Heisenberg predice que durante la fase inflacionista habrá fluctuaciones primordiales, que serán amplificadas hasta la escala cósmica. Estas fluctuaciones sirven de semilla para toda la estructura actual del universo. Al pasar la inflación, el universo se expande siguiendo la ley de Hubble y las regiones que estaban demasiado lejos para afectarse entre ellas vuelven al horizonte. Esto explica la isotropía observada de la CMB. La inflación predice que las fluctuaciones primordiales son casi invariantes según la escala y que tienen una distribución normal o gaussiana, lo cual ha sido confirmado con precisión por medidas de la CMB. En la actualidad ha aparecido otra teoría para resolver este problema, la velocidad variante de la luz de [Joao Magueijo], que aunque a la larga contradice la relatividad de Einstein usa su ecuación incluyendo la constante cosmológica para resolver de una forma muy eficaz el problema que también ayuda a solucionar el problema de la planeidad.

El problema de la planitud

El problema de la planitud (flatness en inglés) es un problema observacional que resulta de las consecuencias que la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker tiene para con la geometría del universo. En general, se considera que existen tres tipos de geometrías posibles para nuestro universo según su curvatura: geometría hiperbólica, geometría euclidiana o plana y geometría elíptica. Dicha geometría viene determinada por la cantidad total de densidad de energía del universo (medida mediante el tensor de tensión-energía). Siendo ρ la densidad de energía medida observacionalmente y ρc la densidad crítica se tiene que para las diferentes geometrías las relaciones entre ambos parámetros han de ser las que siguen:
Hiperbólico --> ρ < ρc || Plano --> ρ = ρc || Elíptico --> ρ > ρc
Se ha medido que en los primeros momentos del universo su densidad tuvo que ser 10-15 veces (una milbillonésima parte) la densidad crítica. Cualquier desviación mayor hubiese conducido a una muerte térmica o un Big Crunch y el universo no sería como ahora. La solución a este problema viene de nuevo de la teoría inflacionaria. Durante el periodo inflacionario el espaciotiempo se expandió tan rápido que provocó una especie de estiramiento del universo acabando con cualquier curvatura residual que pudiese haber. Así la inflación pudo hacer al universo plano, de ahí el nombre planitud.

Edad de los cúmulos globulares

A mediados de los 90, las observaciones realizadas de los cúmulos globulares parecían no concondar con la Teoría del Big Bang. Las simulaciones realizadas por ordenador de acuerdo con las observaciones de las poblaciones estelares de cúmulos de galaxias sugirieron una edad de cerca de 15.000 millones de años, lo que entraba en conflicto con la edad del universo, estimada en 13.700 millones de años. El problema quedó resuelto a finales de esa década, cuando las nuevas simulaciones realizadas, que incluían los efectos de la pérdida de masa debida a los vientos estelares, indicaron que los cúmulos globulares eran mucho más jóvenes. Quedan aún en el aire algunas preguntas en cuanto a con qué exactitud se miden las edades de los cúmulos, pero está claro que éstos son algunos de los objetos más antiguos del universo.

Monopolos magnéticos

La objeción de los monopolos magnéticos fue propuesta a finales de la década de 1970. Las teorías de la gran unificación predicen defectos topológicos en el espacio que se manifestarían como monopolos magnéticos encontrándose en el espacio con una densidad mucho mayor a la observada. De hecho, hasta ahora, no se ha dado con ningún monopolo. Este problema también queda resuelto mediante la inflación cósmica, dado que ésta elimina todos lo puntos defectuosos del universo observable de la misma forma que conduce la geometría hacia su forma plana. Es posible que aun así pueda haber monopolos pero se ha calculado que apenas si habría uno por cada universo visible. Una cantidad ínfima.

Materia oscura

En las diversas observaciones realizadas durante las décadas de los 70 y 80 (sobre todo las de las curvas de rotación de las galaxias) se mostró que no había 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 común o bariónica sino materia oscura. Además, la asunción de que el universo estuviera compuesto en su mayor parte por materia común llevó a predicciones que 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 materia oscura. Mientras que la existencia de la materia oscura era inicialmente polémica, ahora es una parte aceptada de la cosmología estándar, debido a las observaciones de las anisotropías en el CMB, dispersión de velocidades de los cúmulos de galaxias, y en las estructuras a gran escala, estudios de las lentes gravitacionales y medidas por medio de rayos x de los cúmulos de galaxias. La materia oscura se ha detectado únicamente a través de su huella gravitacional; no se ha observado en el laboratorio ninguna partícula que se le 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 WIMPS (Wikly interactive massive particles)), y se están llevando a cabo diversos proyectos para detectarla.

Energía oscura

En los años 90, medidas detalladas de la densidad de masa del universo revelaron que ésta sumaba en torno al 30% de la densidad crítica. Puesto que el universo es plano, como indican las medidas del fondo cósmico de microondas, quedaba un 70% de densidad de energía sin contar. Este misterio aparece ahora conectado con otro: las mediciones independientes de las supernovas de tipo Ia han revelado que la expansión del universo experimenta una aceleración de tipo no lineal, en vez de seguir estrictamente la Ley de Hubble. Para explicar esta aceleración, la relatividad general necesita que gran parte del universo consista en un componente energético con gran presión negativa. Se cree que esta energía oscura constituye ese 70% restante. Su naturaleza sigue siendo uno de los grandes misterios del Big Bang. Los candidatos posibles incluyen una constante cosmológica escalar y una quintaesencia. Actualmente se están realizando observaciones que podrían ayudar a aclarar este punto.

El futuro de acuerdo a la teoria del Big Bang


- Más información en: Destino último del universo Antes de las observaciones de la energía oscura, los cosmólogos consideraron dos posibles escenarios para el futuro del universo. Si la densidad de masa del Universo se encuentra sobre la densidad crítica, entonces el Universo alcanzaría un tamaño máximo y luego comenzaría a colapsarse. Este se haría mas denso y mas caliente nuevamente, terminando en un estado similar al estado en el cual empezó en un proceso llamado Big Crunch. Por otro lado, si la densidad en el Universo es igual o menor a la densidad crítica, la expansión disminuiría su velocidad, pero nunca se detendría. La formación de estrellas cesaría mientras el Universo en crecimiento se haría menos denso cada vez. El promedio de la temperatura del universo podria acercarse asintóticamente al cero absoluto (0 ºK ò -273,15ºC). Los agujeros negros se evaporarían por efecto de la radiación Hawking. La entropía del universo se incementaría hasta el punto en que ninguna forma de energía podría ser extraida de él, un escenario conocido como muerte térmica. Más aún, si existe la descomposición del protón, proceso por el cual un protón decaería a partículas menos masivas emitiendo radiación en el proceso, entonces todo el hidrógeno, la forma predominante del materia bariónica en el universo actual, desaparecería a muy largo plazo, dejando solo radiación. Las observaciones modernas de la expansión acelerada implican que cada vez una mayor parte del univeso visible en la actualidad quedará más allá de nuestro horizonte de sucesos y fuera de contacto. Se desconoce cuál sería el resultado de este evento. El modelo Lambda-CMD del universo contiene energía oscura en la forma de una constante cosmológica (de alguna manera similar a la que había incluido Einstein en su primera versión de las ecuaciones de campo). Esta teoría sugiere que sólo los sistemas mantenidos gravitacionalmente, como las galaxias, se mantendrían juntos, y ellos también estarían sujetos a la muerte térmica 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 galaxias mismas se desgarrarán por la eterna expansión del universo, en el llamado Big Rip.

Física especulativa más allá del Big Bang

A pesar de que el modelo del Big Bang se encuentra bien establecido en la cosmología, es probable que se refine en el futuro. Se tiene muy poco conocimiento sobre el universo más temprano, durante el cual se postula que la inflación ocurrió. También es posible que existan porciones del Universo mucho más allá de lo que es observable en principio. En la teoría de la inflación, ésto es un requisito: La expansión exponencial ha empujado grandes regiones del espacio más allá de nuestro horizonte observable. Puede ser posible deducir qué ocurrió cuando tengamos un mejor entendimiento de la física a altas energías. Las especulaciones hechas al respecto, por lo general involucran teorías de gravedad cuánica. Algunas propuestas son:
- inflación caótica
- cosmología de membranas incluyendo el modelo ekpyrotico en el cual el Big Bang es el resultado de una colisión entre membranas.
- un universo oscilatorio 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 ekpyrótico, 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.

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 criticados por algunos filósofos naturalistas por ser solamente nuevas versiones del mito 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, mientras otros creen que todas las teorías del Big Bang son inconsistentes con las mismas. El Big Bang como una teoría científica no se encuentra asociada con ninguna religión. Mientras algunas interpretaciones fundamentalistas 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:
- Un número de apólogos del Cristianismo, la Iglesia Católica Romana en particular, han aceptado el Big Bang como uan descripción del origen del Universo, interpretando que da a lugar a una primer causa filosófica. El Papa Pío XII fue un entusiasta impulsor de la teoría del Big Bang, incluso antes de que fuera establecida científicamente.
- Algunos estudiantes del Kabbalah, el deismo 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 Moises Maimonides.
- Algunos islamicos modernos creen que el Corán hace un paralelo con el Big Bang en su relato sobre la creación, descripta como sigue: "¿No ven los no creyentes que los cielos y la tierra fueron unidos en una sola unidad de creación, antes de que nosotros los separáramos a la fuerza? Hemos creado todos los seres vivientes a partir del agua." (Cap:21,Ver:30). El Corán también parece describir un universo en expansión: "Hemos construído el cielo con poder, y lo estamos expandiendo." (Cap:52,Ver:47).
- Algunas ramas teístas del Induismo, talas como las tradiciones de Baishnava, conciben una teoría de la creación con ejemplos narrados en el tercer libro de la Bhagavata Purana (principalmente, en los capítulos 10 y 26), donde se describe un estado primordial el cual explota mientras el Gran Vishnu 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 conflico con la misma, ya que existen formas de obtener un universo eterno según el paradigma. Un número de filósofos Zen populares fueron muy intrigados, en particular, por el concepto del universo oscilante Cronología de la cosmología | Cronología del Big Bang | Cosmología

Enlaces externos y referencias

Introducciones al Big Bang


- Open Directory Project: [http://www.dmoz.org/Science/Astronomy/Cosmology/ Cosmology]
- PBS.org, [http://www.pbs.org/deepspace/timeline/ "From the Big Bang to the End of the Universe. The Mysteries of Deep Space Timeline"]
- [http://www.historyoftheuniverse.com/ "Welcome to the History of the Universe"]. Penny Press Ltd.
- Cambridge University Cosmology, "[http://www.damtp.cam.ac.uk/user/gr/public/bb_home.html The Hot Big Bang Model]". Includes a discussion of the problems with the big bang.
- Smithsonian Institution, "[http://cfa-www.harvard.edu/seuforum/bigbanglanding.htm UNIVERSE! - The Big Bang and what came before]".
- D'Agnese, Joseph, "[http://www.findarticles.com/p/articles/mi_m1511/is_7_20/ai_55030837 The last Big Bang man left standing, physicist Ralph Alpher devised Big Bang Theory of universe]". Discover, July 1999.
- Felder, Gary, "[http://www.ncsu.edu/felder-public/kenny/papers/cosmo.html The Expanding Universe]".
- LaRocco, Chris and Blair Rothstein, [http://www.umich.edu/~gs265/bigbang.htm "THE BIG BANG: It sure was BIG!!"].
- Mather, John C., and John Boslough 1996, The very first light: the true inside story of the scientific journey back to the dawn of the universe. ISBN 0-465-01575-1 p.300
- Shestople, Paul, "[http://cosmology.berkeley.edu/Education/IUP/Big_Bang_Primer.html "Big Bang Primer"].
- Singh, Simon, Big Bang: the origin of the universe, Fourth Estate (2005). A historical review of the big bang. Sample text and reviews can be found at [http://www.321books.co.uk/reviews/big-bang-simon-singh.htm].
- Wright, Edward L., [http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBhistory.html "Brief History of the Universe"].

Introducciones técnicas


- S. Dodelson, Modern Cosmology, Academic Press (2003). Released slightly before the WMAP results, this is the most modern introductory textbook.
- E. W. Kolb and M. S. Turner, The Early Universe, Addison-Wesley (1990). This is the classic reference for cosmologists.
- P. J. E. Peebles, Principles of Physical Cosmology, Princeton University Press (1993). Peebles' book has a strong historical focus.

Fuentes de primera mano


- G. Lemaître, "Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques" (A homogeneous Universe of constant mass and growing radius accounting for the radial velocity of extragalactic nebulae), Annals of the Scientific Society of Brussels 47A (1927):41—General Relativity implies the universe has to be expanding. Einstein brushed him off in the same year. Lemaître's note was translated in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 91 (1931): 483–490.
- G. Lemaître, Nature 128 (1931) suppl.: 704, with a reference to the primeval atom.
- R. A. Alpher, H. A. Bethe, G. Gamow, "The Origin of Chemical Elements,"Physical Review 73 (1948), 803. The so-called αβγ paper, in which Alpher and Gamow suggested that the light elements were created by protons capturing neutrons in the hot, dense early universe. Bethe's name was added for symmetry.
- G. Gamow, "The Origin of Elements and the Separation of Galaxies," Physical Review 74 (1948), 505. These two 1948 papers of Gamow laid the foundation for our present understanding of big-bang nucleosynthesis.
- G. Gamow, Nature 162 (1948), 680.
- R. A. Alpher, "A Neutron-Capture Theory of the Formation and Relative Abundance of the Elements," Physical Review 74 (1948), 1737.
- R. A. Alpher and R. Herman, "On the Relative Abundance of the Elements," Physical Review 74 (1948), 1577. This paper contains the first estimate of the present temperature of the universe.
- R. A. Alpher, R. Herman, and G. Gamow Nature 162 (1948), 774.
- A. A. Penzias and R. W. Wilson, "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s," Astrophysical Journal 142 (1965), 419. The paper describing the discovery of the cosmic microwave background.
- R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll and D. T. Wilkinson, "Cosmic Black-Body Radiation," Astrophysical Journal 142 (1965), 414. The theoretical interpretation of Penzias and Wilson's discovery.
- A. D. Sakharov, "Violation of CP invariance, C asymmetry and baryon asymmetry of the universe," Pisma Zh. Eksp. Teor. Fiz. 5, 32 (1967), translated in JETP Lett. 5, 24 (1967).
- R. A. Alpher and R. Herman, "Reflections on early work on 'big bang' cosmology" Physics Today Aug 1988 24–34. A review article.

Religión y filosofía


- Leeming, David Adams, and Margaret Adams Leeming, A Dictionary of Creation Myths. Oxford University Press (1995), ISBN 0195102754.
- Pio XII (1952), "Modern Science and the Existence of God," The Catholic Mind 49:182–192.

Artículos de investigación

La mayoría de los artículos científicos sobre cosmología están disponibles como preimpresos en [http://arxiv.org/arxiv.org]. Generalmente son muy técnicos, pero algunas veces tienen una introducción clara en inglés. Los archivos más relevantes, que cubren experimentos y teoría están el el archivo de [http://arxiv.org/archive/astro-ph astrofísica], donde se ponen a disposición artículos estrechamente basados en observaciones, y el archivo de [http://arxiv.org/archive/gr-qc relaitvidad general y cosmología cuántica], el cual cubre terreno más especulativo. Los artículos de interés para los cosmólogos también aparecen con frecuencia en el archivo sobre [http://arxiv.org/archive/hep-th Fenómenos de alta energía] y sobre [http://arxiv.org/archive/hep-th teoría de alta energía]. Category:Cosmología ja:ビッグバン ko:빅뱅 simple:Big Bang th:บิกแบง

Big Rip

El Gran Desgarramiento o Teoría de la Eterna Expansión, llamado en inglés Big Rip, es una hipótesis cosmológica sobre el destino último del universo. La clave de esta hipótesis es la cantidad de energía oscura en el universo. Si el universo contiene suficiente energía oscura, podría acabar en un desgarramiento de toda la materia. El valor llave es w, la razón entre la presión de la energía oscura y su densidad energética. A w < -1, el universo acabaría por ser desgarrado. Primero, las galaxias se separarían entre sí, luego la gravedad sería demasiado débil para mantener integrada cada galaxia. Aproximadamente tres meses antes del fin, los sistemas solares perderían su cohesión gravitatoria. En los últimos minutos, se desbaratarán estrellas y planetas, y los átomos serán destruidos en una fracción de segundo antes del fin del tiempo. Los autores de esta hipótesis calculan que el fin del tiempo ocurriría aproximadamente 3,5×1010 años después del Big Bang, o dentro de 2,0×1010 años.

Véase también


- Big Bang
- Big Crunch
- Aceleración de la expansión del universo
- Cronología del universo hasta el hombre
- Destino último del universo

Enlaces externos


- Caldwell, Robert R., Kamionkowski, Marc y Weinberg, Nevin N. [http://www.arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0302/0302506.pdf "Phantom Energy and Cosmic Doomsday" (Energía Fantasma y Cataclismo Cósmico)] (en inglés, formato PDF)
- Overbye, Dennis [http://www.prodiversitas.bioetica.org/prensa73.htm El Big Rip] (en español)
- Carletti, Eduardo J., [http://axxon.com.ar/zap/179/c-Zapping0179.htm La energía fantasma] (en español) Categoría:Cosmología

Astronomía

en 1969. Ubicado cerca del centro de la cara oculta de la luna, tiene un diámetro de alrededor de 93 kilómetros]] La astronomía (del griego: αστρονομία = άστρον + νόμος, etimológicamente el "conocimiento de las estrellas") es la ciencia que estudia los astros a partir de la información que nos llega de ellos a través de la radiación electromagnética. La astronomía es una de las pocas ciencias en las que los aficionados aún pueden jugar un papel activo, especialmente en el descubrimiento y seguimiento de fenómenos como curvas de luz de estrellas variables, descubrimiento de asteroides y cometas etc. No debe confundirse la astronomía con la astrología, pseudociencia que afirma que el destino de las personas y de los asuntos humanos en general se encuentran relacionados con las posiciones aparentes de los cuerpos astronómicos en el cielo. Aunque ambos campos comparten un origen común, son muy diferentes; los astrónomos siguen el método científico, mientras que los astrólogos no. Además los astrólogos no han asumido todavía la precesión de los equinoccios, un descubrimiento que se remonta a Hiparco.

Ramas de la astronomía

La astronomía se encuentra dividida en cuatro grandes ramas:
- Astronomía de posición. Tiene por objeto situar en la esfera celeste la posición de los astros midiendo determinados ángulos respecto a unos planos fundamentales. Es la rama más antigua de esta ciencia. Describe el movimiento de los astros, planetas, satélites y fenómenos como los eclipses y tránsitos de los planetas por el disco del Sol. También estudia el movimiento diurno y el anual del Sol y las estrellas. Incluye la descripción de cada uno de los planetas, asteroides y satélites del Sistema Solar. Son tareas fundamentales de la misma la determinación de la hora y la determinación para la navegación de las coordenadas geográficas. navegación, la línea larga y oscura está formada por un vórtice de la atmósfera marciana. El fenómeno toca la superficie (mancha negra) y asciende por la orilla del cráter. Las vetas a la derecha son dunas de arena del fondo del cráter.]]
- Mecánica celeste. Tiene por objeto interpretar los movimientos de la astronomía de posición, en el ámbito de la parte de la física conocida como mecánica, generalmente la newtoniana (Ley de la Gravitación Universal de Isaac Newton). Estudia el movimiento de los planetas alrededor del Sol, de sus satélites, el cálculo de las órbitas de cometas y asteroides. El estudio del movimiento de la Luna alrededor de la Tierra fue por su complejidad muy importante para el desarrollo de la ciencia. El movimiento extraño de Urano causado por las perturbaciones de un planeta hasta entonces desconocido permitió a Le Verrier y Adams descubrir sobre el papel al planeta Neptuno. El descubrimiento de una pequeña desviación en el avance del perihelio de Mercurio se atribuyó inicialmente a un planeta cercano al Sol hasta que Einstein con su Teoría de la Relatividad la explicó.
- Astrofísica. Es una parte moderna de la astronomía que estudia los astros como cuerpos de la física estudiando su composición, estructura y evolución. Sólo fue posible su inicio en el siglo XIX cuando gracias a los espectros se pudo averiguar la composición física de las estrellas. Las ramas de la física implicadas en el estudio son la física nuclear (generación de la energía en el interior de las estrellas) y relatividad.
- Cosmología. Es la rama de la astronomía que estudia los orígenes, estructura, evolución y nacimiento del universo en su conjunto.

Ramas de la astronomía por la parte del espectro utilizada

Atendiendo a la longitud de onda de la radiación electromagnética con la que se observa el cuerpo celeste la astronomía se divide en:
- Astronomía óptica. Cuando la observación utiliza exclusivamente la luz en las longitudes de onda que pueden ser detectadas por el ojo, o muy cerca de ellas (alrededor de 400 - 800 nm). Es la rama más antigua.
- Radioastronomía. Usa para la observación radiación con longitudes de onda de mm a cm, similar a la usada en radiodifusión. La astronomía óptica y de radio puede realizarse usando observatorios terrestres, porque la atmósfera es transparente en esas longitudes de onda.
- Astronomía infrarroja. Utiliza detectores de luz infrarroja (longitudes de onda más largas que el rojo). La luz infrarroja es fácilmente absorbida por el vapor de agua, así que los observatorios de infrarrojos deben establecerse en lugares altos y secos.
- Astronomía de alta energía. Incluye la astronomía de rayos X, astronomía de rayos gamma y astronomía ultravioleta, así como el estudio de los neutrinos y los rayos cósmicos. Las observaciones se pueden hacer únicamente desde globos aerostáticos u observatorios espaciales.

Ramas de la astronomía por el campo estudiado

observatorios espaciales
- Astrometría. Estudio de la posición de los objetos en el cielo y su cambio de posición. Define el sistema de coordenadas utilizado y la cinemática de los objetos en nuestra galaxia.
- Astrofísica. Estudio de la física del universo, incluyendo las propiedades de objetos astronómicos (luminosidad, densidad, temperatura, composición química).
- Cosmología. Estudio del origen del universo y su evolución. El estudio de la cosmología es la máxima expresión de la astrofísica teórica.
- Formación y evolución Galáctica. Estudio de la formación de galaxias y su evolución.
- Astronomía galáctica. Estudio de la estructura y componentes de nuestra galaxia y de otras.
- Astronomía estelar. Estudio de las estrellas, su nacimiento, evolución y muerte.
- Evolución estelar. Estudio de la evolución de las estrellas desde su formación hasta su muerte como un despojo estelar.
- Formación estelar. Estudio de las condiciones y procesos que llevan a la formación de estrellas en el interior de nubes de gas.
- Ciencias planetarias. Estudio de los planetas del sistema solar y de los planetas extrasolares.
- Astrobiología. Estudio de la aparición y evolución de sistemas biológicos en el universo. Existen también otras disciplinas que pueden ser consideradas como parte de la astronomía:
- Arqueoastronomía
- Astroquímica

Métodos de recopilación de información

:Artículo principal: Astronomía observacional En la astronomía, la información es recibida principalmente de la detección y el análisis de la radiación electromagnética (luz visible, infrarrojo, ondas de radio), pero también se puede obtener información de rayos cósmicos, neutrinos, meteoros y, en un futuro cercano ondas gravitacionales (vea LIGO y LISA).

Historia de la astronomía

:Artículo principal: Historia de la astronomía La historia de la astronomía es vital en el desarrollo del pensamiento humano. Antiguamente, la astronomía se ocupaba solamente de la observación y predicciones de los movimientos de los objetos visibles a simple vista. Dividieron la bóveda celeste en constelaciones llamando constelaciones zodiacales a las 12 que marcan el movimiento anual del Sol en el cielo. Los antiguos griegos hicieron importantes contribuciones a la astronomía, entre ellas, la definición de magnitud. magnitud La astronomía observacional estuvo casi totalmente estancada en Europa durante la Edad Media, pero floreció en el mundo con el Imperio Persa y el Islam. A finales del siglo IX, el astrónomo persa al-Farghani escribió ampliamente acerca del movimiento de los cuerpos celestes. Su trabajo fue traducido al latín en el siglo XII. Al final del siglo X, un gran observatorio fue construido cerca de Teherán (Irán), por el astrónomo persa al-Khujandi, quien observó una serie de pasos meridianos del Sol, lo que le permitió calcular la inclinación de la eclíptica. También en Persia, Omar Khayyam elaboró la reforma del calendario que es más preciso que el calendario juliano acercándose al Calendario Gregoriano. Abraham Zacuto fue el responsable en el siglo XV de las adaptaciones de las teorías astronómicas para las necesidades prácticas de la navegación en las exploraciones portuguesas. Durante el Renacimiento, Nicolás Copérnico propuso el modelo heliocéntrico del Sistema Solar. Su trabajo fue defendido, divulgado y corregido por Galileo Galilei y Johannes Kepler. Galileo añadió la novedad del uso del telescopio para mejorar sus observaciones. Kepler fue el primero que describió correctamente los detalles del movimiento de los planetas (Leyes de Kepler). Fue Isaac Newton, con la idea de extender a los cuerpos celeste la gravedad terrestre (Ley de la gravitación universal) el inventor de la mecánica celeste el que explicó definitivamente el movimiento de los planetas. Newton también desarrolló el telescopio reflector. Se descubrió que las estrellas eran objetos muy lejanos. Con el advenimiento del espectroscopio se demostró que eran similares a nuestro propio sol, pero con una amplia gama de temperaturas, masas y tamaños. La existencia de nuestra galaxia, la Vía Láctea, como un grupo separado de estrellas no se demostró hasta el siglo XX, junto con la existencia de galaxias externas, y poco después, la expansión del universo, observada en el efecto del corrimiento al rojo. La astronomía moderna también ha descubierto una variedad de objetos exóticos como los quásares, púlsares, radiogalaxias, agujeros negros, estrellas de neutrones, y ha utilizado estas observaciones para desarrollar teorías físicas que describen estos objetos. La cosmología hizo grandes avances durante el siglo XX, con el modelo del Big Bang fuertemente apoyado por la evidencia proporcionada por la astronomía y la física, como la radiación de fondo de microondas, la Ley de Hubble y la abundancia cosmológica de los elementos químicos.

Líneas de tiempo en astronomía


- Astronomía del sistema solar
- Astronomía estelar
- Cosmología
- Mapas y catálogos astronómicos
- Satélites artificiales y sondas espaciales
- Satélites naturales
- Tecnología de observación astronómica

Véase también


- Astrodinámica
- Astronáutica
- Astrónomo
- Astronomía amateur
- Astronomía estelar
- Astronomía extragaláctica
- Astronomía galáctica
- Cosmología
- Formación estelar
- Formación y evolución de las galaxias
- Instrumentos astronómicos
  - Telescopio
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- Historia de la astronomía
- Objeto astronómico
- Sistema solar