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Ley De Hubble

Ley de Hubble

La ley de Hubble establece que las galaxias se alejan unas de otras a una velocidad proporcional a su distancia. Esta ley conduce al modelo del Universo en expansión y, retrocediendo en el tiempo, a la teoría del Big Bang. Fue formulada por primera vez por Edwin Hubble en 1929. Hubble comparó las distancias a las galaxias con sus respectivos corrimientos al rojo debidos a la recesión o alejamiento relativo entre ellas, encontrando entre ambas magnitudes una relación lineal. Al coeficiente de proporcionalidad se lo denomina constante de Hubble. La ley puede escribirse: :v = H₀ D, siendo ::v la velocidad de recesión debida a la expansión del universo (generalmente en km/s) ::D la distancia actual a la galaxia (en mega parsec Mpc). ::H₀ la constante de Hubble La ley de Hubble se puede derivar de su observación inicial suponiendo que el universo es homogéneo (las observaciones realizadas desde todos los puntos son las mismas) y se expande (o contrae).

La constante de Hubble y la edad del universo

Notas adicionales

La distancia D a galaxias cercanas se puede estimar comparando su brillo aparente, con su brillo absoluto teórico.
- En cualquier caso, D ha de ser la distancia actual a la galaxia, no la que existía cuando la galaxia emitió la luz que hoy recibimos. Esta distancia es muy difícil de determinar. La velocidad v se define como el ratio de variación de la distancia D.
- Para galaxias relativamente cercanas, la velocidad puede determinarse mediante el corrimiento al rojo (z) empleando la fórmula v ≈ zc; siendo c la velocidad de la luz. Sin embargo, tan sólo debe considerarse la velocidad debida a la expansión del universo, al margen de otros movimientos relativos de las galaxias (movimiento peculiar). Los sistemas con ligaduras gravitacionales, como las galaxias o el Sistema Solar, no se encuentran sujetos a la ley de Hubble y no se expanden.

Enlaces externos

- [http://www.ipac.caltech.edu/H0kp/H0KeyProj.html El proyecto Hubble Key Project]
- Los resultado finales pueden encontrarse en [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?2001ApJ...553...47F Astrophysical Journal, Volume 553, Issue 1, pp. 47-72; Freedman et. al.] categoría:Cosmología ja:ハッブルの法則

Galaxia

en su centro. Imagen compuesta, tomada por el Telescopio espacial Hubble.]] Telescopio espacial Hubble Una galaxia es un conjunto de estrellas, nubes de gas y polvo, materia oscura, y quizás energía oscura unidos gravitacionalmente. La cantidad de estrellas que la forman es variable, de 10⁷ a 10¹². En varios tipos de galaxias, el componente principal es la materia oscura, componente no observado directamente, sino por sus efectos gravitatorios. Las subestructuras existentes dentro de las galaxias son las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples. Según la Teoría de la formación de galaxias, es la materia oscura la que se aglomera inicialmente, arrastrando la materia normal, la que forma estrellas y da lugar finalmente a las galaxias visibles. Galaxia procede de la palabra griega galax, que significa leche. El origen del nombre es que la primera galaxia identificada, la nuestra, se llama la Vía Láctea, por su apariencia lechosa en el cielo. Las galaxias se alejan las unas de las otras, y la velocidad de expansión es proporcional a la distancia. Este hecho es conocido como la ley de Hubble, debido a su descubridor, Edwin Hubble, y es una de las pruebas de la expansión del Universo. En el Universo hay varios miles de millones de galaxias. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, pertenece a un Grupo Local de unas treinta galaxias dominadas por la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda. Este grupo se encuentra en el límite de un súper conglomerado que comprende casi cinco mil galaxias. El súper conglomerado, a su vez, pertenece a otra enorme concentración de galaxias reunidas en masas compactas. Entre las concentraciones de galaxias hay unos vacíos inmensos. Los telescopios actuales distinguen galaxias hasta una distancia de 10 mil millones de años luz. De nuestro grupo local, la galaxia de Andrómeda es una de las que se pueden observar a simple vista y la más cercana. Es la más grande de las galaxias del grupo local, con una masa igual a 300.000 millones de masas solares, el doble de nuestra galaxia. Los astrónomos la conocen con el nombre de M31 y se la califica de gigante. La primera clasificación la propuso Edwin Hubble en el año 1926 y distingue tres grandes tipos de galaxias:
- Galaxias elípticas
- Galaxias espirales
- Galaxias irregulares

Véase también

- Galaxia activa
- Galaxia Seyfert
- Blazar
- Quásar
- Objeto astronómico

Enlaces externos

- [http://www.anzwers.org/free/universe/ Un atlas del universo] Categoría:Astrofísica galáctica
- ja:銀河 ko:은하 ms:Galaksi simple:Galaxy th:กาแล็กซี

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

Tiempo

El tiempo es la duración de las cosas sujetas a cambio. Es la magnitud física que permite parametrizar el cambio, esto es, que permite ordenar los sucesos en secuencias, estableciendo un pasado, un presente y un futuro. Su unidad básica en el sistema internacional (SI) es el segundo; de éste parte la secuencia para medir el tiempo. Su símbolo es s (debido a que es un símbolo y no una abreviatura, no se debe mayusculizar ni agregar un punto posterior), no seg. Como tiempo también se denomina a la época durante la cual vive alguien o sucede algo. En física clásica, el tiempo es una variable que hay que añadir al espacio, para poder situar con precisión cualquier objeto y su movimiento. Eso está de acuerdo con la concepción filosófica de Kant, que establece el espacio y el tiempo como necesarios por cualquiera experiencia humana. En la Teoría de la relatividad el tiempo depende del observador y para observadores diferentes dos sucesos A y B pueden ocurrir simultáneamente o A "antes" que B para un primero observador o B "antes" de A para el otro observador. Solo si dos sucesos están atados causalmente todos los observadores ven el suceso "causal" antes de que el suceso "efecto". También la duración de un proceso depende del observador: Paradoja de los dos hermanos. La Teoría de la Relatividad, considera el tiempo como una dimensión más del espacio y hay que trabajar con el concepto de espacio-tiempo. Hay otros conceptos derivados de tiempo:
- Tiempo geológico: el transcurrido en las diversas eras geológicas, medido en millones de años (eones).
- Tiempo sidéreo: el que se mide por el movimiento aparente de las estrellas, y cuyo origen es el Punto Aries.
- Tiempo solar = tiempo verdadero: el que se mide por el movimiento aparente del Sol con respecto a la Tierra.
- Tiempo gramatical: cada una de las divisiones de la conjugación correspondientes al instante en que se ejecuta o sucede lo significado por el verbo.
- Tiempo musical: cada una de las partes de igual duración en que se divide un compás. Pulso.
- Tiempo climatológico: el referido a la climatología en un momento dado.

Véase también

- UTC
- Destino
- Viaje a través del tiempo Categoría:Tiempo ja:時間 ko:시간 simple:Time

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 ρ_c la densidad crítica se tiene que para las diferentes geometrías las relaciones entre ambos parámetros han de ser las que siguen:Hiperbólico --> ρ < ρ_c || Plano --> ρ = ρ_c || Elíptico --> ρ > ρ_c 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

1929

Siglo: Tabla anual siglo XX (Siglo XIX - Siglo XX - Siglo XXI) Década: Años 1890 - Años 1900 - Años 1910 - Años 1920 - Años 1930 - Años 1940 - Años 1950 Años: 1924 1925 1926 1927 1928 - 1929 - 1930 1931 1932 1933 1934

Acontecimientos

- 1 de enero - Nicaragua, José María Moncada, del Partido Liberal, asume la presidencia.
- 11 de febrero - Pacto de Letrán entre la Santa Sede e Italia, por el que se crea el Estado pontificio y la Ciudad del Vaticano.
- 10 de julio - La Universidad de México obtiene su autonomía, y se convirte en la Universidad Nacional Autónoma de México
- 1 de septiembre - Alemania, atentan con bombas contra el edificio del Reichstag en Berlín.
- 5 de septiembre - Aristide Briand, jefe del Gobierno francés, propone en la asamblea de la Sociedad de Naciones la constitución de los Estados Unidos de Europa.
- 12 de septiembre - Estado de sitio en Paraguay a causa del surgimiento de un movimiento comunista.
- 24 de octubre - Jueves Negro, caída de la Bolsa de Nueva York, marca el incio de la Gran Depresión
- 22 de diciembre - Fracasa el plebiscito organizado por la extrema derecha alemana contra el Plan Young.
- Descubrimiento de la Penicilina por Alexander Fleming
- León Trotski expulsado de la URSS. Dictadura de Stalin.
- Mussolini gana las elecciones de lista única.

Nacimientos

- 3 de enero - Sergio Leone, director de cine italiano. Gordon E. Moore, co-fundador de Intel.
- 15 de enero - Martin Luther King, activista estadounidense.
- 17 de febrero - Graham Hill, piloto de fórmula 1 inglés.
- 21 de febrero - Roberto Gómez Bolaños, escritor y actor mexicano.
- 1 de abril - Milan Kundera, escritor checoslovaco.
- 4 de mayo - Audrey Hepburn, actriz belga.
- 12 de mayo - Sam Nujoma, político namibio.
- 6 de junio - Jorge Villamil, compositor colombiano.
- 11 de Junio - Antonio Pujia, Escultor Argentino
- 12 de junio - Ana Frank, escritora alemana.
- 18 de junio - Jürgen Habermas, sociólogo alemán.
- 23 de agosto - Zoltan Czibor, jugador de fútbol húngaro.
- 27 de agosto - Ira Levin, escritor estadounidense.
- 30 de septiembre - Sandor Kocsis, futbolista húngaro.
- 31 de octubre - Luis Feito, pintor español.
- 9 de noviembre -
- Alfonso Cabeza, médico y presidente del Atlético de Madrid.
- Imre Kertész, escritor húngaro.
- 11 de noviembre - Hans Magnus Enzensberger, poeta y ensayista alemán.
- 12 de noviembre - Michael Ende, escritor alemán.
- 13 de noviembre - Jaime Gil de Biedma, escritor español.
- 20 de diciembre - Manuel Losada, científico español, premio Príncipe de Asturias de Investigación Científica y Técnica en 1995.

Fallecimientos

- 14 de julio - Hans Delbrück, historiador alemán.
- 23 de septiembre - Richard Zsigmondy, químico austríaco, premio Nobel de Química en 1925.
- 3 de octubre - Gustav Stresemann, político alemán, premio Nobel de la Paz en 1926.

Arte y literatura

- Alfred Hitchcock dirige la primera película sonora inglesa, La muchacha de Londres.
- Estreno de la película Un perro andaluz, de Luis Buñuel.
- 7 de enero - Aparece Tarzán de Harold Foster.
- 10 de enero - Se empieza a publicar en diario belga Le XXme Siecle la historieta "Tintín en el País de los Soviets", primera en la que aparece Tintín, creado por Hergé
- 16 de mayo - Primera ceremonia de entrega de los Premios Oscar.
- Ernest Hemingway - Adiós a las armas.

Ciencia y tecnología

- Edwin Hubble descubre galaxias más allá de la Vía Láctea alejándose de La Tierra.
- 11 de septiembre - Primer vuelo del autogiro, antecedente del helicóptero, cruzando el Canal de la Mancha.
- Hans Berger - Electroencefalografía.
- Heidegger - ¿Que es metafísica?.
- Bertrand Russell - Etica y moral.
- IBM construye el calculador estadístico.

Musica

- Ravel - Bolero.

Cine

- King Vidor - El mundo en marcha.

Deporte

- Ajedrez - Alekhine se proclama Campeón del Mundo.
- Fútbol - Comienza la primera liga española de fútbol, que gana el FC Barcelona.

Premios Nobel

- Física - Louis-Victor de Broglie.
- Química - Arthur Harden, Hans Karl August Simon von Euler-Chelpin.
- Medicina -Christiaan Eijkman, Sir Frederick Gowland Hopkins
- Literatura -Thomas Mann
- Paz - Frank Billings Kellogg. Categoría: Siglo XX ja:1929年 ko:1929년 ms:1929 simple:1929 th:พ.ศ. 2472

Corrimiento al rojo

El término corrimiento al rojo (redshift, en inglés) se usa en astronomía para denominar la disminución en la frecuencia de radiación electromagnética detectada, respecto a la frecuencia con la cual fue emitida. radiación electromagnética Lo anterior puede deberse a dos causas:
- Expansión del Universo, en cuyo caso es una manifestación del efecto Doppler
- Campo gravitacional muy intenso, en cuyo caso es una manifestación de la relatividad general. El corrimiento al rojo se denota por la letra z y, en términos de frecuencia, está definido por:

z = \frac -1,

donde

\nu_

es la frecuencia de la radiación emitida y

\nu_

es la frecuencia de radiación detectada. En términos de longitud de onda (

c=\lambda \nu

), lo anterior puede expresarse como:

z = \frac.

Véase también

- Corrimiento al azul categoría:Astronomía y astrofísica ja:赤方偏移

Mega

Este es un artículo dedicado al prefijo del sistema internacional de unidades. Para otros significados de Mega véase Mega (desambiguación) ------ Mega (símbolo M) es un prefijo del Sistema Internacional de Unidades que indica un factor de 10⁶, es decir, un millón (1.000.000). Confirmado en 1960, viene del griego μέγας, que significa gran. El prefijo se aplica en ocasiones de forma no estándar:
- Un megatón equivale a 1.000.000 de toneladas. La tonelada métrica equivale a 1.000 kg, de modo que de hecho esta unidad debería llamarse teragramo. ::Es una unidad que se suele utilizar para medir la potencia de las armas nucleares y equivale a 1.000.000 de toneladas de TNT.
- En informática se suele usar el término mega para designar:
- Un megabyte, que equivale a 1.048.576 (2²⁰) bytes.
- Un megabit, que equivale a 1.048.576 (2²⁰) bits. Categoría:Prefijos del Sistema Internacional ja:メガ ko:메가

Constante de Hubble

La constante de Hubble y la edad del universo

Notas adicionales

Enlaces externos

Corrimiento al rojo

z = \frac -1,

donde

\nu_

es la frecuencia de la radiación emitida y

\nu_

es la frecuencia de radiación detectada. En términos de longitud de onda (

c=\lambda \nu

), lo anterior puede expresarse como:

z = \frac.

Véase también

- Corrimiento al azul categoría:Astronomía y astrofísica ja:赤方偏移

Velocidad de la luz

La velocidad de la luz en el vacío es una cantidad exacta equivalente a 299.792.458 metros por segundo (un tercio de millón de kilómetros en un segundo). La velocidad de la luz se denota con la letra c, proveniente del latín celéritās, 'velocidad' y también es conocida como la constante de Einstein. Esta velocidad exacta no es una medida sino una definición, ya que el mismo metro está definido en términos de la velocidad de la luz y el segundo. La velocidad de la luz a través de un medio que no sea el vacío es menor a c (según el índice refractivo del medio). En inglés la velocidad de la luz se abrevia SOL (speed of light).

Descripción

De acuerdo a la teoría física moderna estándar, toda radiación electromagnética (incluida la luz visible) se propaga o mueve a una velocidad constante en el vacío, conocidas comúnmente como velocidad de la luz, que es una constante física denotada como c. Esta velocidad c es también la velocidad de la propagación de la gravedad en la teoría general de la relatividad. Una consecuencia en las leyes del electromagnetismo (tales como las ecuaciones de Maxwell) es que la velocidad c de radiación electromagnética no depende de la velocidad del objeto que emite la radiación; así por ejemplo la luz emitida de una fuente de luz que se mueve rápidamente viajaría a la misma velocidad que la luz proveniente de una fuente estacionaria de luz (aunque el color, frecuencia, energía, y el momentum de la luz será cambiado, gracias al efecto Doppler). Si uno combina esta observación con el principio de relatividad, se concluye que todos los observadores medirán la velocidad de la luz en el vacío como una misma, sin importar el marco de referencia del observador o la velocidad del objeto que emite la luz. Debido a esto, se puede ver a c como una constante física fundamental. Este hecho entonces puede ser usado como base de la teoría de relatividad especial. Cabe notar que la constante es la velocidad c, en vez de la luz en sí misma, lo cual es fundamental para la relatividad especial; de este modo si la luz es de alguna manera retardada para viajar a una velocidad menor a c, esto no afectara directamente la teoría de relatividad especial. Observadores que viajan a grandes velocidades encontrarán que las distancias y tiempos se distorsionan (se dilatan) de acuerdo a la transformaciones de Lorentz; sin embargo, las transformaciones distorsionan tiempos y distancias de manera que la velocidad de la luz permanece constante. Una persona viajando a una velocidad cercana a c también encontrara que los colores de la luz al frente se tornan azul y atrás se tornan rojos. Si la información pudiese viajar más rápido que c en un marco de referencia, la causalidad sería violada: en otros marcos de referencia, la información sería recibida antes de ser mandada, así la 'causa' puede ser observada después del 'efecto'. Debido a la dilatación del tiempo de la relatividad especial, el cociente del tiempo percibido entre un observador externo y el tiempo percibido por un observador que se mueve cada vez más cerca de la velocidad de la luz se aproxima a cero. Si algo podría moverse más rápidamente que luz, este cociente no sería un número real. Tal violación de la causalidad nunca se ha observado. Un cono de luz define la ubicación que está en contacto causal y aquellas que no lo están. Para exponerlo de otro modo, la información se propaga de y hacia un punto de regiones definidas por un cono de luz. El intervalo AB en el diagrama a la derecha es 'tiempo-como' (es decir, hay un marco de la referencia en qué acontecimiento A y B ocurren en la misma ubicación en el espacio, separados solamente por su ocurrencia en tiempos diferentes, y si A precede B en ese marco entonces A precede B en todos marcos: no hay marco de referencia en el cual el evento A y el evento B ocurren simultáneamente). De este modo, es hipotéticamente posible para la materia (o la información) viajar de A hacia B, así que puede haber una relación causal (con A la 'causa' y B el 'efecto'). Por otra parte, el intervalo AC en el diagrama a la derecha es 'espacio-como' (es decir, existe un marco de referencia donde el evento A y el evento B ocurren simultáneamente). Sin embargo, también existen marcos en los que A precede C (como se muestra) o en el que C precede a A. Confinando una manera de viajar más rápido que la luz, no será posible para ninguna materia (o información) viajar de A hacia C o de C hacia A. De este modo no hay conexión causal entre A y C. De acuerdo a la definición prevaleciente en la actualidad, adoptada en 1983, la velocidad de la luz es exactamente 299 792 458 metros por segundo (aproximadamente 3 × 10⁸ metros por segundo, 300 000 km por segundo o 300 metros por millonésima de segundo). El valor de c define la constante dieléctrica del espacio libre (ε0) en unidades del SIU como: :

\varepsilon_0 = 10^/4\pi c^2 \quad \mathrm

La permeabilidad del espacio libre (μ0) no es dependiente de c y es definida en unidades del SIU como: :

\mu_0 = 4\,\pi\, 10^ \quad \mathrm

. Estas constantes aparecen en las ecuaciones de Maxwell, que describen el electromagnetismo y están relacionadas por: :

c= \frac

Las distancias astronómicas son normalmente medidas en años luz (que es la distancia que recorre la luz en un año, aproximadamente 9,454256 × 10¹² km (9 billones de kilómetros) especialmente en textos populares.

Definición del metro lineal

Históricamente, el metro lineal ha sido definido como una fracción de la longitud de un meridiano a través de París, con referencia a la barra estándar, y con referencia a una longitud de onda de una frecuencia particular de la luz. Desde 1983, el metro ha sido definido en referencia al segundo (segundo de tiempo) y a la velocidad de la luz. En 1967, la XIII Conferencia General de Pesos y Medidas definió al segundo del tiempo atómico como la duración de 9.192.631.770 períodos de radiación correspondiente a la transición entre dos niveles hiperfinos del estado fundamental del átomo cesio-133, que en la actualidad sigue siendo la definición del segundo. En 1983, la Conferencia General de Pesos y medidas definió al metro como la longitud de la trayectoria viajada por la luz en absoluto vacío durante un intervalo de tiempo de 1/299.792.458 de segundo (ejemplo: un metro es 1/299.792.458 segundo luz). Esto se basa en la constancia de la velocidad de la luz para todos los observadores. Entonces, ¿que significa medir la velocidad de la luz? La respuesta es que encontrando cualquier diferencia medible de los valores definidos significa que la longitud de tiempo estándar esta incorrecto, o esta exhibiendo un cambio desde el último momento en que fue calibrado. Si tal cambio fuese real en la física, y no un error adjudicable a una perturbación (como un cambio de temperatura o un choque mecánico), entonces se habrá hecho un importante descubrimiento. La motivación en el cambio de la definición del metro, así como todos los cambios en la definición de unidades, fue proveer una definición precisa de la unidad que pudiese ser fácilmente usada para calibrar homogéneamente dispositivos en todo el mundo. La barra estándar no era práctica en este sentido, ya que no podría ser removida de su cámara o utilizada por dos científicos al mismo tiempo. También era propensa a cambios masivos de longitud (comparados a la exactitud requerida) debido a variaciones de temperatura, por lo que requirió un largo tiempo de ajustes, desgaste de los extremos, oxidación, etc. lo que se convirtió en importantes problemas en la búsqueda de la exactitud perfecta.

Comunicaciones

La velocidad de la luz es de gran importancia para las comunicaciones. Por ejemplo, dado que la circunferencia de la Tierra es de 40.075 km (en el ecuador) y c es teóricamente la velocidad más rápida en la que un fragmento de información puede viajar, el período más corto de tiempo para llegar al otro extremo del globo terráqueo sería 0,067 segundos. En la actualidad el tiempo de transito es un poco más largo, en parte debido a que la velocidad de la luz es cerca de 30% más lenta en una fibra óptica y raramente existen trayectorias rectas en las comunicaciones globales, además que toman lugar retrasos cuando la señal pasa a través de interruptores eléctricos o generadores de señales. En 2004, un retardo típico de recepción de señales desde Australia o Japón hacia EE.UU. fue de 0,18 segundos. Adicionalmente, la velocidad de la luz afecta el diseño de las comunicaciones inalámbricas. La finita velocidad del a luz se hizo aparente a todo el mundo, en el monitoreo de comunicaciones entre el Control Terrestre de Houston y Neil Armstrong cuando este se convirtió en el primer hombre que puso pie sobre la Luna: luego de cada pregunta, Houston tenía que esperar cerca de 3 segundos para regresara una respuesta aun cuando los astronautas respondían inmediatamente. Similarmente, el control remoto instantáneo de una nave interplanetaria es imposible, en el sentido de que del tiempo que se toma, por ejemplo; para que los controles terrestres se enteren de algún problema, además del tiempo que se toma para que la nave reciba la respuesta, que podrían ser algunas horas. La velocidad de la luz también puede ser de preocupación en distancias cortas. En las supercomputadoras la velocidad de la luz impone un límite de que tan rápido pueden ser mandados los datos entre procesadores. Si un procesador opera a 1 GHz, la señal solo puede viajar a un máximo de 300 mm en un ciclo único. Por lo tanto, los procesadores deben ser colocados cerca uno de otro para minimizar los latentes de comunicación. Si las frecuencias de un reloj continúan incrementándose, la velocidad de la luz eventualmente se convertirá en un factor límite para el diseño interno de chips individuales.

Física

Velocidad constante para todos los marcos de referencia

Es importante observar que la velocidad de la luz no es un «límite de velocidad» en el sentido convencional. Un observador que persigue un rayo de luz lo mediría al moverse paralelamente al mismo viajando a la misma velocidad como si fuese un observador estacionario. Esto conllevaría a consecuencias inusuales para la velocidad. La mayoría de los individuos están acostumbrados a regla de la adición de velocidades: si dos coches se acercan desde direcciones opuestas, cada uno viajando a una velocidad de 50 km/h, se esperaría (con un alto grado de precisión) que cada auto percibiría al otro en una velocidad combinada de 50 + 50 = 100 km/h. Sin embargo, a velocidades cercanas a la de la luz, en resultados experimentales se hace claro que esta regla no se puede aplicar. Dos naves que se aproximen una a otra, cada una viajando al 90% de la velocidad de la luz relativas a un tercer observador entre ellas, no se percibirán mutuamente a un 90% + 90% = 180% de la velocidad de la luz; en su lugar, cada una percibirá a la otra aproximándose a menos de un 99,5% de la velocidad de la luz. Este último resultado se da por la fórmula de adición de la velocidad de Einstein: :

u =  \,\!

Donde v y w son las velocidades de las naves observadas por un tercer observador, y u es la velocidad de cualquiera de las dos naves observada por la otra. Contrariamente a la intuición natural, sin importar la velocidad a la que un observador se mueva relativamente hacia otro observador, ambos medirán la velocidad de un rayo de luz que se avecina con el mismo valor constante, la velocidad de la luz. La ecuación anterior fue derivada por Albert Einstein de su teoría de relatividad especial, la cual toma el principio de relatividad como premisa principal. Este principio (originalmente propuesto por Galileo Galilei) requiere que actúen leyes físicas de la misma manera en todos los marcos de referencia. Ya que las ecuaciones de Maxwell otorgan directamente una velocidad de la luz, debería ser lo mismo para cada observador - una consecuencia que sonaba obviamente equivocada para los físicos del siglo XIX, quienes asumían que la velocidad de la luz dada por la teoría de Maxwell es valida relativamente al éter lumínico. Pero el experimento Michelson-Morley, discutiblemente el más famoso y útil experimento en la historia de la física, no pudo encontrar este éter, sugiriendo en su lugar que la velocidad de la luz es una constante en todos los marcos de referencia. Aunque es incierto si Einstein sabía los resultados del experimento de Michelson-Morley, él dio por hecho la velocidad de la luz como una constante, lo entendió como una reafirmación del principio de relatividad de Galileo, y dedujo las consecuencias, ahora conocidas como la teoría de la relatividad especial que incluye la anterior fórmula auto-intuitiva.

Interacción con materiales transparentes

relatividad especial, según lo demostrado por este prisma (en el caso de la luz blanca que parte del prisma como un espectro de colores, la refracción se conoce como dispersión).]] El índice de refracción de un material indica que tan lenta es la velocidad de la luz en ese medio comparado con el vacío. La velocidad de la luz reducida en los materiales puede causar la refracción, según lo demostrado por este prisma (en el caso de una luz blanca que parte del prisma en un espectro de los colores, la refracción se conocen como dispersión). Al pasar a través de los materiales, la luz es retardada a una velocidad menor que c por el cociente llamado «índice de refracción» del material. La velocidad de la luz en aire es solo levemente menor que c. En medios más densos, como el agua y el vidrio, pueden disminuir más a la luz, a fracciones como 3/4 y 2/3 de c. Esta reducción de velocidad también es responsable de doblar de la luz en una interfase entre dos materiales con índices diferentes, un fenómeno conocido como refracción. Ya que la velocidad de la luz en los materiales depende del índice de refracción, y el índice de refracción depende de la frecuencia de la luz, la luz a diferentes frecuencias viaja a diferentes velocidades a través del mismo material. Esto puede causar distorsión de ondas electromagnéticas que consisten de múltiples frecuencias, llamada dispersión. A escala microscópica, considerando la radiación electromagnética como una partícula, la refracción es causada por una absorción continua y re-emisión de los fotones que componen la luz a través de los átomos o moléculas por los que esta atravesando. En cierto sentido, la luz por sí misma viaja sólo a través del vacío existente entre estos átomos, y es impedida por los átomos. Alternativamente, considerando a la radiación electromagnética como una onda, las cargas de cada átomo (primariamente electrones) interfieren con los campos eléctricos y electromagnéticos de la radiación, retardando su progreso.

Velocidad más rápida que la luz

Reciente evidencia experimental muestra que es posible para la velocidad agrupada de la luz exceder a c. Un experimento hizo que la velocidad agrupada de rayos láser viajara distancias extremadamente cortas a través de átomos de cesio a 300 veces c. Sin embargo, no es posible usar esta técnica para transferir información más rápido que c: la velocidad de la transferencia de información depende de la velocidad frontal (la velocidad en la cuál el primer incremento de un pulso sobre cero le mueve adelante) y el producto de la velocidad agrupada y la velocidad frontal es igual al cuadrado de la velocidad normal de la luz en el material. Excediendo la velocidad agrupada de la luz de esta manera, es comparable a exceder la velocidad del sonido acomodando gente en una línea espaciada distantemente, y pidiéndoles a todos que griten «¡Estoy aquí!» uno tras otro con intervalos cortos, cada uno midiendo el tiempo al mirar su propio reloj para que no tengan que esperar a escuchar el grito de la persona previa. La velocidad de la luz también puede parecer superada en cierto fenómeno que incluye ondas evanescentes, tales como túneles cuánticos. Los experimentos indican que la velocidad fase de ondas evanescentes pueden exceder a c; sin embargo, parecería que ni la velocidad agrupada ni la velocidad frontal exceden c, así, de nuevo, no es posible que la información sea transmitida más rápido que c. En algunas interpretaciones de la mecánica cuántica, los efectos cuánticos pueden ser retransmitidos a velocidades mayores a c (de hecho, la acción a distancia se ha percibido largamente como un problema con la mecánica cuántica: ver paradoja EPR). Por ejemplo, los estados cuánticos de dos partículas pueden ser enlazados, de manera que el estado de una partícula arregle el estado de otra partícula (diciéndolo de otra manera, uno debe tener un giro de +½ y el otro debe girar -½). Hasta que las partículas son observadas, estas existen en una superposición de dos estados cuánticos, (+½, –½) y (–½, +½). Si las partículas son separadas y una de ellas es observada para determinar su estado cuántico, entonces el estado cuántico de la segunda partícula es determinado automáticamente. SI, en algunas interpretaciones de mecánica cuántica, uno presume que la información acerca del estado cuántico el local para una partícula, entonces se debe concluir que la segunda partícula toma su estado cuántico instantáneamente, tan pronto como la primera observación se lleva a cabo. Sin embargo, es imposible controlar que estado cuántico tomara la primer partícula cuando sea observada, así que ninguna información puede ser transmitida de esta manera. Las leyes de la física también parecen prevenir que la información sea transmitida a través de maneras más astutas y esto ha llevado a la formulación de reglas tales como el teorema de no clonación. El llamado movimiento superluminar también es visto en ciertos objetos astronómicos, tales como los movimiento superluminar activas y cuásares. Sin embargo, estos jets no se mueven realmente a velocidades excedentes a la velocidad de la luz: el movimiento aparente superluminar es una proyección del efecto causado por objetos moviéndose cerca de la velocidad de la luz en un ángulo pequeño del horizonte de visión. Aunque puede sonar paradójico, es posible que las ondas expansivas se hayan formado con la radiación electromagnética. Ya que una partícula cargada viaja a través de un medio insolado, interrumpe el campo electromagnético local en el medio. Los electrones en los átomos del medio son desplazados y polarizados por el campo de la partícula cargada, y los fotones que son emitidos como electrones se restauran a si mismos para mantener equilibrio después de que la interrupción ha pasado (en un conductor, la interrupción puede ser restaurada sin emitir un fotón). En circunstancias normales, estos fotones interfieren destructivamente unos con otros y no se detecta radiación. Sin embargo, si la interrupción viaja más rápida que los mismos fotones, los fotones interferirán constructivamente e intensificaran la radiación observada. El resultado (análogo a una explosión sónica) es conocido como radiación Cherenkov. La habilidad de comunicarse o viajar más rápido que la luz es un tema popular en la ciencia ficción. Se han propuesto partículas que viajan más rápido que la luz, taquiones doblados por la física de partículas, pero aun no se ha podido observarlas. Algunos físicos (entre ellos João Magueijo y John Moffat