:: wikimiki.org ::

Materia Oscura

Materia oscura

Se denomina materia oscura a la materia que no puede ser detectada por la radiación que emite (no es visible en ninguna parte del espectro con los medios técnicos actuales) pero cuya existencia es inferida a partir de los efectos gravitacionales que causa en materia visible como estrellas o galaxias.

Problema de la materia oscura

Estimaciones basadas en los efectos gravitacionales de la cantidad de materia presente en el Universo sugieren, consistentemente, que hay mucha más materia de la que es posible observar directamente. Además, la existencia de materia oscura resolvería varias inconsistencias en la teoría del Big Bang. Se cree que la mayoría de la masa del Universo existe en esta forma. Determinar cuál es la naturaleza de la materia oscura es el llamado ‘’problema de la materia oscura’’ o ‘’problema de la masa desaparecida’’ y es uno de los problemas más importantes de la cosmología moderna. La cuestión de la existencia de la materia oscura puede parecer irrelevante para nuestra existencia en la Tierra pero el hecho de que exista o no afecta el destino final del universo. Sabemos que el universo está, actualmente, expandiéndose, por el corrimiento al rojo que presenta la luz de los distantes cuerpos celestes. Ese la materia oscura para el destino final del universo, sin embargo, se ha relativizado en los últimos años, en que la existencia de una constante cosmológica, y de una energía oscura, parece tener aún mayor importancia. Según las mediciones realizadas en el 2003 por el satélite WMAP la expansión del universo se está acelerando, y se seguirá acelerando debido a la existencia de la energía oscura.

Evidencia de existencia

Gran parte de la evidencia de la existencia de la materia oscura viene del estudio de los grupos galácticos. Muchos de estos parecen estar aproximadamente estáticos y uniformes. Por el teorema virial, la energía cinética total debería ser la mitad de la gravitatoria ejercida entre sí por las galaxias. En cambio, de forma experimental se ha visto que es mucho mayor (alrededor de un orden de magnitud). Asumir que la materia visible es sólo una pequeña parte de toda la materia que forma el grupo galáctico es la manera más sencilla de resolver el problema planteado por estas observaciones. Mediante la teoría gravitacional y nuevos análisis de computadora, los astrónomos han sido capaces de determinar dónde está situada la materia oscura. El resultado es que parece estar agrupada de la misma forma que las galaxias, que estarían compuestas, en parte, de materia oscura. Por ejemplo, la forma de rotar y la misma existencia del disco de nuestra galaxia indica la presencia de un extendido halo de materia oscura. Saber dónde está situada la materia oscura, también revela cuánta existe. Se calcula que sería alrededor de siete veces la cantidad de materia ordinaria (esto es sólo un cuarto de lo necesario para enlentecer la expansión del universo a la mitad).

Composición de la materia oscura

Puesto que no puede ser detectada por medios ópticos, la composición de la materia oscura pertenece al terreno de la especulación. Objetos de masa enorme, como agujeros negros del tamaño de galaxias, pueden ser descartados en función de los datos observados. Se contempla la posibilidad de que sean objetos de materia bariónica que incluiría enanas marrones o, quizás, pequeños y densos pedazos formados por elementos pesados; tales objetos son conocidos como "MACHOs", del inglés "massive compact halo objects", o, en castellano OHCM (Objetos con Halo Compactos y Masivos). En cualquier caso, la posible cantidad de materia bariónica está restringida por la nucleosíntesis primordial. En el momento presente la visión más extendida es que la materia oscura no está formada por partículas elementales normales, electrones, protones y neutrones, sino por otras partículas tales como neutrinos, los hipotéticos axiones o los "WIMPs", del inglés "weakly interacting massive particle". Los neutrinos están casi totalmente descartados pues se comportarían como materia oscura caliente.

Descubrimiento de la materia oscura

La hipótesis de la existencia de la materia oscura fue planteada por primera vez por el astrofísico suizo Fritz Zwicky. En 1933 Zwicky estimó la masa de galaxias en cúmulos (basándose en el número de estrellas y su brillo) y midió las velocidades a las cuales las galaxias se movían. La masa calculada considerando las velocidades de las galaxias era muy superior a la estimada considerando sólo las estrellas. Esto es lo que se conoce como el "problema de la masa perdida". Basándose en estas conclusiones, Zwicky propuso que debía haber alguna otra forma de materia existente en la galaxia que no había sido detectada, la cual proveería suficiente masa y gravedad para mantener la galaxia unida. A partir de ese momento comenzó la búsqueda por la fuente de esa atracción gravitatoria. En el momento presente, la densidad del Universo (excluyendo la materia oscura) está estimada en alrededor de un átomo de hidrógeno por metro cúbico de espacio vacío. Esto no es densidad suficiente para que el universo se colapse sobre sí mismo. Se cree que la materia oscura forma el 90-95 por ciento de toda la materia en el universo. Esto significa que sólo el 5-10 por ciento de toda la materia es observable. La mayoría de cosmólogos (astrónomos que estudian la historia, origen y futuro del universo) creen que hay dos clases de materia oscura: la bariónica ("materia normal" compuesta por bariones: protones, neutrones o electrones) llamada MACHOs (del inglés Massive Astrophysical Compact Halo Objects) y una misteriosa forma de materia compuesta por unas desconocidas partículas subatómicas no-bariónicas llamadas WIMPs (del inglés Weakly Interacting Massive Particles) además de neutrinos y axiones.

Explicaciones alternativas

Una explicación alternativa a las incógnitas planteadas por la materia oscura es suponer que, a grandes distancias, las fuerzas gravitacionales son más fuertes de lo que nos indicarían la mecánica newtoniana. Por ejemplo, esto podría ocurrir si asume un valor negativo a la constante cosmológica (el valor de la cual se cree positivo en función de recientes observaciones) o si se asume la teoría de la dinámica newtoniana modificada. Otra aproximación, propuesta por Arrigo Finzi en 1963 y por Robert Sanders en 1984, es reemplazar el potencial gravitacional por la expresión: :

U=\frac

donde B y ρ son parámetros ajustables. En cualquier caso, tales aproximaciones tienen dificultades explicando la diferencia en el comportamiento de las distintas galaxias y clústeres, en cambio, tales discordancias pueden ser fácilmente comprendidas asumiendo diferentes cantidades de materia oscura. Las observaciones sobre la rotación de las galaxias indican que alrededor del 90% de la masa de una galaxia no es visible y sólo puede ser detectada por sus efectos gravitacionales. Se ha postulado la existencia de varios tipos de materia oscura:
- Materia oscura bariónica
- Materia oscura fría
- Materia oscura caliente

Temas relacionados

- Aceleración
- Energía oscura
- Constante cosmológica categoría:Cosmología Categoría:Recursos de la ciencia ficción ja:暗黒物質 ko:암흑물질

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

Radiación

En Física, la radiación es un modo de propagación de la energía a través del espacio, de forma análoga a la luz. La radiación, propiamente dicha, se refiere a la transportada por ondas electromagnéticas, llamada, en consecuencia, radiación electromagnética. No obstante, se utiliza esta expresión también para referirse al movimiento de partículas a gran velocidad en el medio, con apreciable transporte de energía, que recibe el nombre de radiación corpuscular. Si el transporte de energía es suficientemente elevado como para provocar ionización en el medio circundante, se habla de radiación ionizante. Aunque no es del todo correcto, es habitual emplear la palabra radiación, por extrapolación, para referirse a las radiaciones ionizantes.

Tipos de radiaciones

- radiación ionizante
- radiación de Cerenkov
- radiación corpuscular
- radiación electromagnética
- radiación solar
- radiación de supervoltaje ---- En Anatomía, se utiliza el término radiación para referirnos a una estructura que diverge desde un centro común:
- radiación acústica
- radiación del cuerpo calloso
- radiación estríotalámica
- radiación óptica
- radiación piramidal
- radiación talámica
- radiación tegmentaria Categoría:Física Categoría:Climatización ja:放射線 ko:방사선

Espectro electromagnético

Se denomina espectro electromagnético al conjunto de ondas electromagnéticas. Van desde las de menor longitud de onda, como son los rayos cósmicos, los rayos gamma y los rayos X, pasando por la luz ultravioleta, la luz visible y los rayos infrarrojos, hasta las ondas electromagnéticas de mayor longitud de onda, como son las ondas de radio. En cualquier caso, cada una de las categorías son de ondas de variación de campo electromagnético. La tabla siguiente muestra el espectro electromagnético, con sus longitudes de onda, frecuencias y energías de fotón: Categoría:Electromagnetismo Categoría:Mecánica ondulatoria

Estrella

es una de las agrupaciones de estrellas jóvenes más conocida.]] Una estrella es una esfera de plasma autogravitante, en equilibrio hidrostático, que genera energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar. Se observan en el cielo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido al efecto de la atmósfera terrestre. El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en nuestro cielo provoca el día o la noche respectivamente. Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120 masas solares (M_sol). Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diez milésima a un millón de veces la luminosidad del Sol. Radio, temperatura y luminosidad de la estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente ecuación:

L =  4 \pi R^2 \sigma T_^4

:Donde L es la luminosidad,

\sigma

la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y T_e la temperatura efectiva.

Formación y evolución de las estrellas

- Más información en: Formación estelar | Evolución estelar | Diagrama de Hertzsprung-Russell Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H₂) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad, aumenta progresivamente siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando el hidrógeno del núcleo se agota, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar), pudiendo convertirse en una enana blanca, o explotando como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico. (ver: Escalas de tiempo estelar). Una estrella típica como el Sol tendrá simetría esférica y perderá a lo largo de su vida una cantidad de masa despreciable con respecto al total. En el sistema solar unos 10²⁰ gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Las perdidas de masa solo serán significativas en las estrellas de más de 10 masas solares mucho más escasas. En las fases finales de la vida de una estrella, ya sea mediante supernovas o por la acción de intensísimos vientos estelares, devuelve parte del material que la forma al espacio interestelar. Esto incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas aumentando así la metalicidad del Universo.

Agrupaciones y distribución estelar

- Más información en: Galaxias | Cúmulo estelar | Estrellas binarias | Planeta extrasolar

Estrellas ligadas

Las estrellas están normalmente ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas binarios, ternarios o agrupaciones mayores. La mayor parte de las estrellas forman parte de sistemas binarios, otras se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos son fruto de brotes de formación estelar y se cree que todas las estrellas se forman en grupo. En la Vía Láctea se distinguen dos tipos. Los cúmulos globulares que se encuentran en el halo y contienen entre 10.000 y 1.000.000 de estrellas y los cúmulos abiertos que están en el disco y són de formación reciente, algunos con abundantes estrellas azules. Estos últimos son notablemente más pequeños e irregulares que los primeros y tienen un intervalo de edades entre sus miembros más amplio.

Estrellas aisladas

No todas mantienen esos lazos gravitatorios, otras como el Sol, viajan solitarias, habiéndose separado hace mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia, entre agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.

Sistemas extrasolares

gas interestelar En tiempos recientes se han descubierto también otros sistemas planetarios. Se conocen alrededor de 120 estrellas con compañeros subestelares con masas entre una y diez veces la masa de Júpiter. Son conocidos como planetas extrasolares aunque en los más grandes se discute si podrían ser, tal vez, enanas marrones. A pesar de todo la contribución a la masa total de la galaxia de estos cuerpos planetarios es despreciable. También se observan alrededor de algunas estrellas discos de acrecimiento protoplanetarios.

Distribución estelar

Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo a pesar de lo que pueda parecer a simple vista. En realidad están agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico, que se sitúa en la constelación de sagitario.

Estructura estelar

- Más información en: Estructura estelar | Sol Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte ya sea por convección o radiación se dividirá en dos zonas, radiante y convectiva. Finalmente la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible y se divide en cromosfera, fotosfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Empero, la corona supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Su grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas. A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otrás al revés y eso dependerá tanto de la masa del astro como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.

Generación de energía en las estrellas

- Más información en: Nucleosíntesis estelar | Producción de energía en las estrellas | Pico de Gamow | Evolución estelar A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cual era la fuente de la increible energía que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la época resultaba viable. Ninguna reacción química alcanzaba el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que despedía el Sol. Asimismo, la contracción gravitatoria, si bien resultaba una fuente energética más, no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años. Cuando se descubrió la interacción fuerte, aparecieron dos nuevos candidatos. La fisión y la fusión nuclear. La fisión quedó rápidamente descartada, ya que en las estrellas apenas se detectaba presencia alguna de elementos más pesados que el hierro. En seguida quedó claro que solo la fusión nuclear podía proveer a las estrellas de esas ingentes cantidades de energía que precisaban para mantener su estabilidad. Aún así, resultó que las temperaturas que se alcanzan en los núcleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones. Ocurre que el efecto túnel permite que dos partículas con energías insuficientes para traspasar la barrera de potencial que las separa tengan una probabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al haber tantas colisiones estadísticamente se dan suficientes reacciones de fusión como para que se sostenga la estrella pero no tantas reacciones como para hacerla estallar. Existe un óptimo de energía para el cual se dan la mayoría de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos partículas tengan una energía determinada E a una temperatura T y de la probabilidad de que esas partículas se salten la barrera por efecto túnel. Es el llamado pico de Gamow. Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión tienen lugar dentro de los núcleos de las estrellas las cuales dependen de la masa y composición de las mismas. Normalmente las estrellas inician su combustión nuclear con alrededor de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio junto con pequeñas trazas de otros elementos. En el núcleo del Sol con unos 10⁷ K el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón: :4¹H → 2²H + 2e⁺ + 2ν_e (4.0 MeV + 1.0 MeV) :2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV) :2³He → ⁴He + 2¹H (12.9 MeV) Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global: :4¹H → ⁴He + 2e⁺ + 2γ + 2ν_e (26.7 MeV) En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo del carbono-nitrógeno-oxígeno. Esto es representado ejemplarmente en el caso de una estrella con 18 masas solares: En las estrellas cuyos núcleos se encuentran a 10⁸ K y cuyas masas van desde las 0.5 a las 10 masas solares el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono a través del proceso triple-alfa: :⁴He + ⁴He + 92 keV → ^{8
-}Be :⁴He + ^{8
-}Be + 67 keV → ^{12
-}C :^{12
-}C → ¹²C + γ + 7.4 MeV La reacción global es: :3⁴He → ¹²C + γ + 7.2 MeV

Composición

- Más información en: Metalicidad La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en volumen, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio. En la Vía Láctea, las estrellas se clasifican en dos grandes grupos según su riqueza en metales. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados más joven es la estrella. La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composición superficial con más metales.

La estrella prototípica

- Más información en: Sol El Sol es tomado como la estrella prototípica, no porque sea especial en ningún sentido, sino porque es la más cercana a la Tierra y por tanto la más estudiada. La mayoría de las características de las estrellas se suelen medir en unidades solares. Las magnitudes solares son usadas en astrofísica estelar como patrones. La masa del Sol es: :M_sol = 1.9891 × 10³⁰ kg y las masas de las otras estrellas se miden en masas solares abreviado como M_sol.

Clasificación

- Más información en: Clasificación estelar La primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada en la Cultura Occidental a través de Ptolomeo, en una obra llamada almagesto. Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra. Hiparco definió una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituyó la base para la clasificación actual. La clasificación moderna se realiza a través del tipo espectral. Existen dos tipos de clasificación, basados en dos catálogos diferentes: el catálogo de Henry Draper (HD) realizado en Harvard a principios del siglo XX, el cual determina lo que se denomina Tipo espectral, y el catálogo del Observatorio de Yerkes, realizado en 1943, el cual determina lo que se denomina Clase de luminosidad.

Tipos espectrales

Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella. La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares. Una pequeña guía de los diferentes colores y ejemplos de estrellas pertenecientes al grupo se cita a continuación:

Clases de luminosidad

Desafortunadamente la clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamaño. Ambos sistemas de clasificación son complementarios. Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol. Tan sólo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo apropiado.

Mitología estelar

Tal como ha sucedido con ciertas constelaciones y con el propio sol, las estrellas en general tienen su propia mitología. En estadios precientíficos de la civilización, se las ha observado como entidades vivientes (animismo), dotadas de fuerza sobrenatural. Se las ha identifiado, eventualmente, con el alma de los muertos, o bien con dioses/diosas. La trayectoria de las estrellas y su configuración en el espacio, aún hoy forman parte de algunos constructos culturales ligados al pensamiento mágico.

Bibliografía

- Davies, Paul: El universo desbocado. Salvat Editores, 1993. ISBN 84-345-8895-1
- Ekrutt, Joachim: Estrellas y planetas. Everest Pub, 1996 ISBN 8424127463
- Gribbin, John y Gribbin, Mary: Stardust, Supernovae and Life — The Cosmic Connection. Yale University Press, 2001 ISBN 0300090978
- Kippenhahn, R. y Weigert, A.: Stellar structure and evolution. 2a edición corregida ISBN 3-540-50211-4
- Murdin, Pavy y Lesley: Supernovas. Promotora General de Estudios, 1989 ISBN 8486505224
- Langer, N.: Leben und Sterben der Sterne. Munich, 1995 ISBN 3-406-39720-4.
- Pickover, Clifford. The Stars of Heaven. Oxford University Press, 2001 ISBN 0195148746
- Prialnik, D.:An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press, 2000 ISBN 0-521-65065-8
- Scheffler, H. y Elsässer, Hans: Physik der Sterne und der Sonne ISBN 3-411-14172-7
- Voigt, H. H.: Abriß der Astronomie ISBN 3-411-03148-4
- Widmann, W. et al. Guía de las estrellas. Ediciones Omega, 1999.

Véase también

- Estructura estelar
- Clasificación estelar
- Diagrama de Hertzsprung-Russell
- Evolución estelar
- Catálogo de estrellas
- Constelaciones
- Listado de estrellas
- Objeto astronómico

Enlaces externos

- [http://www.astrosurf.com/astronosur/estrellas.htm AstronomíaSur] Estrellas
- [http://www.portalciencia.net/mito.html portalciencia.net] Mitología: Estrellas y Planetas
- [http://www.mrao.cam.ac.uk/telescopes/coast/betel.html Imágenes de posiciones estelares en la superficie de Betelgeuse]
- [http://simbad.u-strasbg.fr/sim-fid.pl Descubra qué se conoce de una estrella determinada, ingresando su nombre o posición]
- [http://jumk.de/astronomie/astronomy.shtml Lista de estrellas especiales]
- [http://www.zum.de/Faecher/A/Sa/STERNE/beg_sky.htm www.zum.de] Formación estelar
- [http://www.astronomia.de/sternent.htm www.astronomia.de] Formación estelar (resumen)
- [http://celestia.sourceforge.net/ Celestia] Simulación espacial 3D en tiempo real (OpenGL) categoría:Astronomía y astrofísica categoría:Astrofísica estelar
- ja:恒星 ko:항성 ms:Bintang simple:Star th:ดาวฤกษ์

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

Teoría del 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

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:

Tierra

La Tierra es el tercer planeta del sistema solar. Es el único planeta en el que se conoce que exista vida. La Tierra posee un único satélite natural, la Luna. La Tierra gira alrededor del Sol describiendo una órbita elíptica a una velocidad media de 29,8 km por segundo. La distancia media que la separa del Sol es de 149.600.000 km. La Tierra realiza los siguientes movimientos de forma simultánea:
- Translación sobre su órbita alrededor del Sol.
- Rotación sobre su propio eje, que determina los días y las noches, con una duración de 23 horas, 56 minutos y 3,5 segundos.
- Precesión y nutación

Composición y estructura

La composición de la Tierra en masa en diferentes elementos químicos es: La Tierra tiene una estructura diferenciada en diferentes capas. Estas capas poseen diferentes composiciones químicas y comportamiento geológico. Su naturaleza puede estudiarse a partir de la propagación de ondas sísmicas en el interior terrestre y a través de las medidas de los diferentes momentos gravitacionales de las diferentes capas obtenidas por diferentes satélites orbitales. ondas sísmicas Las diferentes capas en las que tradicionalmente se divide la estructura terrestre son:
- Corteza. Es la capa más superficial y tiene un espesor que varía entre los 12 km, en los océanos, hasta los 80 km en cratones (porciones más antiguas de los núcleos continentales). La corteza está compuesta por basalto en las cuencas oceánicas y por granito en los continentes.
- Manto. Es una capa intermedia entre la corteza y el núcleo el cual llega hasta una profundidad de 2900 km. El manto está compuesto por peridotita.
- Litosfera. Es la parte más superficial que se comporta de manera elástica. Tiene un espesor de 250 km y abarca a la corteza y la porción superior del manto.
- Astenosfera. Es la porción del manto que se comporta de manera fluída.
- Núcleo: Es la capa más profunda del planeta y tiene un espesor de 3475 km. Está compuesto de una aleación de hierro y niquel y es en esta parte donde se genera el campo magnético terrestre. Éste se subdivide a su vez en el núcleo interno, el cual es sólido, y el núcleo externo, el cual es líquido.

La hidrosfera

Más información en: Océano La Tierra es el único planeta en nuestro

Materia oscura

Problema de la materia oscura

Evidencia de existencia

Composición de la materia oscura

Descubrimiento de la materia oscura

Explicaciones alternativas

Temas relacionados

Materia

La materia y sus propiedades

Estados de agregación

Ley de la conservación de la materia

Propiedades de la Materia Ordinaria

Propiedades generales

Propiedades características

Físicas

Químicas

Radiación

Tipos de radiaciones

Espectro electromagnético

Estrella

Formación y evolución de las estrellas

Agrupaciones y distribución estelar

Estrellas ligadas

Estrellas aisladas

Sistemas extrasolares

Distribución estelar

Estructura estelar

Generación de energía en las estrellas

Composición

La estrella prototípica

Clasificación

Tipos espectrales

Clases de luminosidad

Mitología estelar

Bibliografía

Véase también

Enlaces externos

Galaxia

Véase también

Enlaces externos

Teoría del Big Bang

Historia de la teoría

Descripción del Big Bang

Base teórica

Evidencias

Expansión expresada en la ley de Hubble

Fondo cósmico de microondas

Abundancia de elementos primordiales

Evolución y distribución galáctica

Problemas comunes

El problema del horizonte

El problema de la planitud

Edad de los cúmulos globulares

Monopolos magnéticos

Materia oscura

Energía oscura

El futuro de acuerdo a la teoria del Big Bang

Física especulativa más allá del Big Bang

Interpretaciones filosóficas y religiosas

Enlaces externos y referencias

Introducciones al Big Bang

Introducciones técnicas

Fuentes de primera mano

Religión y filosofía

Artículos de investigación

Cosmología

Cosmología física

Cosmología alternativa

Cosmología física alternativa

Cosmología filosófica

Cosmología religiosa

Tierra

Composición y estructura

La hidrosfera