Eluniverso

Eluniversoes la totalidad del espacio y del tiempo, de todas las formas de la materia, la energa y el impulso, las leyes y constantes fsicas que las gobiernan. Sin embargo, el trmino tambin se utiliza en sentidos contextuales ligeramente diferentes y alude a conceptos comocosmos,mundoonaturaleza.1

Observaciones astronmicas indican que el universo tiene unaedadde 13,73 0,12 millardos de aos (entre 13730 y 13810 millones de aos) y por lo menos 93000 millones deaos luzde extensin.2Segn la teora ms aceptada, eleventoque dio inicio al universo se denominaBig Bang. Se denomina Big-Bang a la singularidad que, de acuerdo ala teora ms aceptada, fue la que cre el universo. De acuerdo a esta teora, despus delBig Bang, el universo comenz aexpandirsepara llegar a su condicin actual, y contina hacindolo.

Debido a que, segn lateora de la relatividad especial, lamateriano puede moverse a unavelocidadsuperior a lavelocidad de la luz, puede parecer paradjico que dosobjetosdel universo puedan haberse separado 93 mil millones de aos luz en un tiempo de nicamente 13 mil millones de aos; sin embargo, esta separacin no entra en conflicto con la teora de larelatividad general, ya que sta slo afecta almovimientoen elespacio, pero no al espacio mismo, que puede extenderse a un ritmo superior, no limitado por la velocidad de la luz. Por lo tanto, dosgalaxiaspueden separarse una de la otra ms rpidamente que la velocidad de la luz si es el espacio entre ellas el que se dilata.

Mediciones sobre la distribucin espacial y el desplazamiento hacia el rojo (redshift) de galaxias distantes, laradiacin csmica de fondo de microondas, y los porcentajes relativos de loselementos qumicosms ligeros, apoyan la teora de la expansin del espacio, y ms en general, la teora del Big Bang, que propone que el universo en s se cre en un momento especfico en el pasado.

Observaciones recientes han demostrado que esta expansin se estacelerando, y que la mayor parte de lamateriay laenergaen el universo son las denominadasmateria oscurayenerga oscura, la materia ordinaria (barionica), solo representara algo ms del 5% del total.3

Los experimentos sugieren que el universo se ha regido por las mismas leyes fsicas, constantes a lo largo de su extensin e historia. Eshomogneoeisotrpico. La fuerza dominante en distancias csmicas es lagravedad, y larelatividad generales actualmente la teora ms exacta para describirla. Las otras tresfuerzas fundamentales, y las partculas en las que actan, son descritas por elmodelo estndar. El universo tiene por lo menos tres dimensiones de espacio y una detiempo, aunque experimentalmente no se pueden descartar dimensiones adicionales muy pequeas. Elespacio-tiempoparece estar conectado de forma sencilla, y elespaciotiene unacurvatura mediamuy pequea o incluso nula, de manera que lageometra euclidianaes, como norma general, exacta en todo el universo.

Lacienciamodeliza el universo como unsistema cerradoque contieneenergaymateriaadscritas al espacio-tiempo y que se rige fundamentalmente por principioscausales.

Basndose en observaciones deluniverso observable, los fsicos intentan describir el continuoespacio-tiempoen que nos encontramos, junto con toda la materia y energa existentes en l. Su estudio, en las mayores escalas, es el objeto de lacosmologa, disciplina basada en laastronomay lafsica, en la cual se describen todos los aspectos de este universo con sus fenmenos.

La teora actualmente ms aceptada sobre la formacin del universo, fue teorizada por el cannigo belgaLematre, a partir de las ecuaciones deAlbert Einstein. Lemaitre concluy (en oposicin a lo que pensaba Einstein), que el universo no era estacionario, que el universo tena un origen. Es el modelo del Big Bang, que describe la expansin del espacio-tiempo a partir de unasingularidad espaciotemporal. El universo experiment un rpido periodo deinflacin csmicaque arras todas las irregularidades iniciales. A partir de entonces el universo se expandi y se convirti en estable, ms fro y menos denso. Las variaciones menores en la distribucin de la masa dieron como resultado la segregacinfractalen porciones, que se encuentran en el universo actual como cmulos de galaxias.

En cuanto a su destino final, las pruebas actuales parecen apoyar las teoras de la expansin permanente del universo (Big FreezeBig Rip, Gran Desgarro), que nos indica que la expansin misma del espacio, provocar que llegar un punto en que los tomos mismos se separarn en partculas subatmicas. Otros futuros posibles que se barajaron, especulaban que lamateria oscurapodra ejercer la fuerza de gravedad suficiente para detener la expansin y hacer que toda la materia se comprima nuevamente; algo a lo que los cientficos denominan elBig Cruncho la Gran Implosin, pero las ltimas observaciones van en la direccin del gran desgarro.

Porcin observable[editar]

Artculo principal:Universo observable

Los cosmlogostericosyastrofsicosutilizan de manera diferente el trminouniverso, designando bien el sistema completo o nicamente una parte de l.4Segn el convenio de los cosmlogos, el trminouniversose refiere frecuentemente a la parte finita delespacio-tiempoque es directamente observable utilizandotelescopios, otros detectores, y mtodosfsicos, tericos y empricos para estudiar los componentes bsicos del universo y sus interacciones. Los fsicos cosmlogos asumen que la parte observable del espaciocomvil(tambin llamado nuestro universo) corresponde a una parte de un modelo del espacio entero y normalmente no es el espacio entero. Frecuentemente se utiliza el trminoel universocomo ambas: la parte observable del espacio-tiempo, o el espacio-tiempo entero.

Algunos cosmlogos creen que el universo observable es una parte extremadamente pequea del universo entero realmente existente, y que es imposible observar todo el espaciocomvil. En la actualidad se desconoce si esto es correcto, ya que de acuerdo a los estudios de laforma del universo, es posible que el universo observable est cerca de tener el mismo tamao que todo el espacio. La pregunta sigue debatindose.56Si una versin del escenario de lainflacin csmicaes correcta, entonces aparentemente no habra manera de determinar si el universo es finito oinfinito. En el caso del universo observable, ste puede ser solo una mnima porcin del universo existente, y por consiguiente puede ser imposible saber realmente si el universo est siendo completamente observado.

Big Bang

Para otros usos de este trmino, vaseBig Bang (desambiguacin).

De acuerdo con el modelo del Big Bang, elUniversose expandi a partir de un estado extremadamente denso y caliente y contina expandindose hasta el da de hoy.

Cosmologa fsica

(Radiacin de fondo de microondas)

Artculos

Universo primitivo

Teora del Big BangInflacin csmicaNucleosntesis primordial

Expansin

Expansin mtrica del espacioExpansin acelerada del UniversoLey de HubbleCorrimiento al rojo

Estructura

Forma del universoEspacio-tiempoUniverso observableUniversoMateria oscuraEnerga oscura

Experimentos

Planck (satlite)WMAPCOBE

Cientficos

Albert EinsteinEdwin HubbleGeorges LematreStephen HawkingGeorge Gamow

Portales

Principal

Cosmologa

Otros

FsicaAstronomaExploracin espacialSistema Solar

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LateoradelBig Bang(Gran explosinnota 1) es elmodelocosmolgicopredominante para losperodos conocidos ms antiguosdelUniversoy su posterior evolucin a gran escala.234Afirma que el universo estaba en un estado de muy alta densidad y luego seexpandi.56Si las leyes conocidas de la fsica seextrapolanms all del punto donde son vlidas, existe unasingularidad. Mediciones modernas datan este momento aproximadamente a 13,8 mil millones de aos atrs, que sera por tanto laedad del universo.7Despus de la expansin inicial, el universo se enfri lo suficiente para permitir la formacin de laspartculas subatmicasy ms tarde simplestomos. Nubes gigantes de estos elementos primordiales ms tarde se unieron a travs de lagravedadpara formarestrellasygalaxias.

A mediados del siglo XX, tres astrofsicos britnicos,Stephen Hawking,George F. R. EllisyRoger Penroseprestaron atencin a la teora de la relatividad y sus implicaciones respecto a nuestras nociones deltiempo. En 1968 y 1979 publicaron artculos en que extendieron lateora de la relatividad generaldeEinsteinpara incluir las mediciones del tiempo y elespacio.89De acuerdo con sus clculos, eltiempo y el espaciotuvieron un inicio finito que corresponde al origen de la materia y la energa.

Desde queGeorges Lematreobserv por primera vez, en 1927, que un universo en permanente expansin debera remontarse en el tiempo hasta un nico punto de origen, los cientficos se han basado en su idea de la expansin csmica. Si bien la comunidad cientfica una vez estuvo dividida entre los partidarios de dos teoras diferentes sobre el universo en expansin, el Big Bang y lateora del estado estacionario, la acumulacin deevidencia observacionalproporciona un fuerte apoyo para la primera.10

En 1929, a partir de anlisis decorrimiento al rojode las galaxias,Edwin Hubbleconcluy que las galaxias se estaban distanciando, una prueba observacional importante consistente con la hiptesis de un universo en expansin. En 1964 se descubri laradiacin de fondo csmico de microondas, lo que es una prueba crucial en favor del modelo del Big Bang, ya que esta teora predijo la existencia de la radiacin de fondo en todo el universo antes de ser descubierta. Ms recientemente, las mediciones del corrimiento al rojo de lassupernovasindican que laexpansin del universo se est acelerando, observacin atribuida a laenerga oscura.11Lasleyes fsicasconocidas de la naturaleza pueden utilizarse para calcular las caractersticas en detalle del universo del pasado a un estado inicial de extremadensidadytemperatura.121314

ndice

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1Introduccin

2Historia de su desarrollo terico

3Visin general

3.1Descripcin delBig Bang

3.2Base terica

4Evidencias

4.1Expansin expresada en la ley de Hubble

4.2Radiacin csmica de fondo

4.3Abundancia de elementos primordiales

4.4Evolucin y distribucin galctica

4.5Otras evidencias

5Problemas comunes

5.1El problema del segundo principio de la termodinmica

5.2El problema del horizonte

5.3El problema de la planitud

5.4Edad de los cmulos globulares

5.5Monopolos magnticos

5.6Materia oscura

5.7Energa oscura

6El futuro de acuerdo con la teora delBig Bang

7Fsica especulativa ms all delBig Bang

8Interpretaciones filosficas y religiosas

9Vase tambin

10Notas y referencias

11Bibliografa

11.1Introducciones tcnicas

11.2Fuentes de primera mano

11.3Religin y filosofa

11.4Artculos de investigacin

12Enlaces externos

Introduccin

Imagen proporcionada por el telescopioHubbledel espacio lejano, cuando el universo era ms caliente y ms concentrado de acuerdo con la teora delBig Bang.

Curiosamente, la expresinBig Bangproviene a su pesar delastrofsicoinglsFred Hoyle, uno de los detractores de esta teora y, a su vez, uno de los principales defensores de lateora del estado estacionario, quien en1949, durante una intervencin en laBBCdijo, para mofarse, que el modelo descrito era slo unbig bang(gran explosin). En el inicio del Universo ni hubo explosin ni fue grande, pues en rigor surgi de una singularidad infinitamente pequea, seguida de la expansin del propio espacio.15Recientes ingenios espaciales puestos en rbita (COBE) han conseguido observar evidencias de la expansin primigenia.

La idea central delBig Banges que la teora de la relatividad general puede combinarse con las observaciones deisotropayhomogeneidada gran escala de la distribucin degalaxiasy los cambios de posicin entre ellas, permitiendo extrapolar las condiciones del Universo antes o despus en eltiempo.

Una consecuencia de todos los modelos debig banges que, en el pasado, el universo tena unatemperaturams alta y mayordensidady, por tanto, las condiciones del actual son muy diferentes de las condiciones del universo en el pasado. A partir de este modelo,George Gamowen1948predeca que habra evidencias de un fenmeno que ms tarde sera bautizado comoradiacin de fondo de microondas

Historia de su desarrollo terico

Artculo principal:Historia de la Teora del Big Bang

Para llegar al modelo delBig Bang, muchos cientficos, con diversos estudios, han ido construyendo el camino que lleva a la gnesis de esta explicacin. Los trabajos deAlexander Friedman, del ao1922, y deGeorges Lematre, de1927, utilizaron la teora de la relatividad para demostrar que el universo estaba en movimiento constante. Poco despus, en1929, el astrnomoestadounidenseEdwin Hubble(1889-1953) descubri galaxias ms all de laVa Lcteaque se alejaban de nosotros, como si el Universo se expandiera constantemente. En1948, el fsicoucranianonacionalizado estadounidense,George Gamow(1904-1968), plante que el universo se cre a partir de una gran explosin (big bang). Recientemente, ingenios espaciales puestos en rbita (COBE) han conseguido "or" los vestigios de esta gigantesca explosin primigenia.

De acuerdo con la teora, un universo homogneo e istropo lleno de materia ordinaria, podra expandirse indefinidamente o frenar su expansin lentamente, hasta producirse una contraccin universal. El fin de esa contraccin se conoce con un trmino contrario alBig Bang: elBig Cruncho 'Gran Colapso' o unBig RipoGran desgarro. Si el Universo se encuentra en un punto crtico, puede mantenerse establead eternum. Muy recientemente se ha comprobado que actualmente existe unaexpansin acelerada del universohecho no previsto originalmente en la teora y que ha llevado a la introduccin de la hiptesis adicional de laenerga oscura(este tipo de materia tendra propiedades especiales que permitiran comportar la aceleracin de la expansin).

La teora delBig Bangse desarroll a partir de observaciones y avances tericos. Por medio de observaciones, en la dcada de1910, el astrnomo estadounidenseVesto Sliphery, despus de l,Carl Wilhelm Wirtz, deEstrasburgo, determinaron que la mayor parte de lasnebulosas espiralesse alejan de la Tierra; pero no llegaron a darse cuenta de las implicaciones cosmolgicas de esta observacin, ni tampoco del hecho de que las supuestasnebulosaseran en realidadgalaxiasexteriores a nuestraVa Lctea.

Adems, la teora deAlbert Einsteinsobre larelatividad general(segunda dcada delsiglo XX) no admite soluciones estticas (es decir, el Universo debe estar en expansin o en contraccin), resultado que l mismo consider equivocado, y trat de corregirlo agregando laconstante cosmolgica. El primero en aplicar formalmente larelatividada lacosmologa, sin considerar laconstante cosmolgica, fueAlexander Friedman, cuyasecuacionesdescriben elUniversoFriedman-Lematre-Robertson-Walker, que puede expandirse o contraerse.

Entre1927y1930, elsacerdotebelgaGeorges Lematre16obtuvo independientemente las ecuacionesFriedman-Lematre-Robertson-Walkery propuso, sobre la base de larecesinde lasnebulosas espirales, que elUniversose inici con laexplosinde untomoprimigenio, lo que ms tarde se denomin "Big Bang".

En1929,Edwin Hubblerealiz observaciones que sirvieron de fundamento para comprobar la teora de Lematre. Hubble prob que lasnebulosas espiralessongalaxiasy midi sus distancias observando lasestrellas variables cefeidasengalaxiasdistantes. Descubri que lasgalaxiasse alejan unas de otras avelocidades(relativas a laTierra) directamente proporcionales a su distancia. Este hecho se conoce ahora como laley de Hubble(vaseEdwin Hubble: Marinero de las nebulosas, texto escrito porEdward Christianson).

Segn elprincipio cosmolgico, el alejamiento de lasgalaxiassugera que elUniversoest en expansin. Esta idea origin dos hiptesis opuestas. La primera era lateora Big Bang de Lematre, apoyada y desarrollada porGeorge Gamow. La segunda posibilidad era el modelo de lateora del estado estacionariodeFred Hoyle, segn la cual se genera nuevamateriamientras lasgalaxiasse alejan entre s. En este modelo, elUniversoes bsicamente el mismo en un momento dado en eltiempo. Durante muchos aos hubo un nmero de adeptos similar para cada teora.

Con el pasar de los aos, lasevidencias observacionalesapoyaron laideade que elUniversoevolucion a partir de un estado denso y caliente. Desde el descubrimiento de laradiacin de fondodemicroondas, en1965, sta ha sido considerada la mejor teora para explicar el origen y evolucin delcosmos. Antes de finales de losaos sesenta, muchoscosmlogospensaban que lasingularidadinfinitamente densa deltiempoinicial en el modelo cosmolgico de Friedman era una sobreidealizacin, y que el Universo se contraera antes de empezar a expandirse nuevamente. sta es la teora deRichard Tolmande unUniverso oscilante. En los aos1960,Stephen Hawkingy otros demostraron que esta idea no era factible, y que la singularidad es un componente esencial de lagravedaddeEinstein. Esto llev a la mayora de los cosmlogos a aceptar la teora delBig Bang, segn la cual elUniversoque observamos se inici hace untiempo finito.

Prcticamente todos los trabajos tericos actuales encosmologatratan de ampliar o concretar aspectos de la teora delBig Bang. Gran parte del trabajo actual en cosmologa trata de entender cmo se formaron las galaxias en el contexto delBig Bang, comprender lo que all ocurri y cotejar nuevas observaciones con la teora fundamental.

A finales de losaos 1990y principios delsiglo XXI, se lograron grandes avances en la cosmologa delBig Bangcomo resultado de importantes adelantos entelescopa, en combinacin con grandes cantidades de datos satelitales de COBE, eltelescopio espacial HubbleyWMAP. Estos datos han permitido a los cosmlogos calcular muchos de los parmetros delBig Banghasta un nuevo nivel de precisin, y han conducido al descubrimiento inesperado de que el Universo est enaceleracin.

Visin general

Descripcin delBig Bang

ElUniversoilustrado en tresdimensionesespaciales y una dimensin temporal.

Michio Kakuha sealado cierta paradoja en la denominacinbig bang(gran explosin): en cierto modo no puede haber sido grande ya que se produjo exactamente antes del surgimiento delespacio-tiempo, habra sido el mismobig banglo que habra generado lasdimensionesdesde unasingularidad; tampoco es exactamente una explosin en el sentido propio del trmino ya que no se propag fuera de s mismo.

Basndose en medidas de la expansin del Universo utilizando observaciones de lassupernovas tipo 1a, en funcin de la variacin de la temperatura en diferentes escalas en la radiacin de fondo de microondas y en funcin de lacorrelacinde las galaxias, laedad del Universoes de aproximadamente 13,7 0,2 miles de millones de aos. Es notable el hecho de que tres mediciones independientes sean consistentes, por lo que se consideran una fuerte evidencia del llamadomodelo de concordanciaque describe la naturaleza detallada del Universo.

El universo en sus primeros momentos estaba llenohomogneaeistropamentede unaenergamuy densa y tena una temperatura y presin concomitantes. Se expandi y se enfri, experimentandocambios de faseanlogos a lacondensacindel vapor o a la congelacin del agua, pero relacionados con laspartculas elementales.

Aproximadamente 10-35segundos despus deltiempo de Planckun cambio de fase caus que el Universo se expandiese de formaexponencialdurante un perodo llamadoinflacin csmica. Al terminar lainflacin, los componentes materiales del Universo quedaron en la forma de unplasma de quarks-gluones, en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en formarelativista. Con el crecimiento en tamao del Universo, la temperatura descendi, y debido a un cambio an desconocido denominadobariognesis, losquarksy losgluonesse combinaron enbarionestales como elprotny elneutrn, produciendo de alguna manera laasimetraobservada actualmente entre lamateriay laantimateria. Las temperaturas an ms bajas condujeron a nuevos cambios de fase, que rompieron lasimetra, as que les dieron su forma actual a lasfuerzas fundamentales de la fsicay a laspartculas elementales. Ms tarde, protones y neutrones se combinaron para formar losncleosdedeuterioy dehelio, en un proceso llamadonucleosntesis primordial. Al enfriarse el Universo, la materia gradualmente dej de moverse de forma relativista y su densidad de energa comenz a dominar gravitacionalmente sobre laradiacin. Pasados 300000 aos, loselectronesy los ncleos se combinaron para formar lostomos(mayoritariamente dehidrgeno). Por eso, la radiacin se desacopl de los tomos y continu por el espacio prcticamente sin obstculos. sta es laradiacin de fondo de microondas.

Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente ms densas de la materia casi uniformemente distribuida crecieron gravitacionalmente, hacindose ms densas, formando nubes, estrellas, galaxias y el resto de las estructuras astronmicas que actualmente se observan. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materia que hay en el Universo. Los tres tipos posibles se denominanmateria oscura fra,materia oscura calienteymateria barinica. Las mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP) muestran que la forma ms comn de materia en el universo es lamateria oscura fra. Los otros dos tipos de materia slo representaran el 20 por ciento de la materia del Universo.

El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energa conocida comoenerga oscura. Aproximadamente el 70 por ciento de la densidad de energa del universo actual est en esa forma. Una de las propiedades caractersticas de este componente del universo es el hecho de que provoca que laexpansin del universovare de una relacin lineal entre velocidad y distancia, haciendo que elespacio-tiempose expanda ms rpidamente que lo esperado a grandes distancias. La energa oscura toma la forma de unaconstante cosmolgicaen lasecuaciones de campo de Einsteinde la relatividad general, pero los detalles de estaecuacin de estadoy su relacin con elmodelo estndarde la fsica de partculas continan siendo investigados tanto en el mbito de la fsica terica como por medio de observaciones.

Ms misterios aparecen cuando se investiga ms cerca del principio, cuando las energas de las partculas eran ms altas de lo que ahora se puede estudiar mediante experimentos. No hay ningn modelo fsico convincente para el primer 10-33segundo del universo, antes del cambio de fase que forma parte de lateora de la gran unificacin. En el "primer instante", la teora gravitacional de Einstein predice unasingularidaden donde las densidades son infinitas. Para resolver estaparadoja fsica, hace falta una teora de lagravedad cuntica. La comprensin de este perodo de la historia del universo figura entre los mayoresproblemas no resueltos de la fsica.

Base terica

En su forma actual, la teora delBig Bangdepende de tres suposiciones:

1. La universalidad de las leyes de la fsica, en particular de lateora de la relatividad general

2. El principio cosmolgico

3. El principio de Coprnico

Inicialmente, estas tres ideas fueron tomadas como postulados, pero actualmente se intenta verificar cada una de ellas. La universalidad de lasleyes de la fsicaha sido verificada al nivel de las ms grandes constantes fsicas, llevando su margen de error hasta el orden de 10-5. Laisotropadel universo que define el principio cosmolgico ha sido verificada hasta un orden de 10-5. Actualmente se intenta verificar elprincipio de Coprnicoobservando la interaccin entre grupos de galaxias y el CMB por medio delefecto Sunyaev-Zeldovichcon un nivel de exactitud del 1 por ciento.

La teora delBig Bangutiliza elpostulado de Weylpara medir sin ambigedad el tiempo en cualquier momento en el pasado a partir del la poca de Planck. Las medidas en este sistema dependen decoordenadas conformales, en las cuales las llamadasdistancias codesplazantesy lostiempos conformalespermiten no considerar la expansin del universo para las medidas de espacio-tiempo. En ese sistema de coordenadas, los objetos que se mueven con el flujo cosmolgico mantienen siempre la misma distancia codesplazante, y el horizonte o lmite del universo se fija por eltiempo codesplazante.

Visto as, elBig Bangno es una explosin de materia que se aleja para llenar un universo vaco; es el espacio-tiempo el que se extiende.Y es su expansin la que causa el incremento de la distancia fsica entre dos puntos fijos en nuestro universo.Cuando los objetos estn ligados entre ellos (por ejemplo, por una galaxia), no se alejan con la expansin del espacio-tiempo, debido a que se asume que las leyes de la fsica que los gobiernan son uniformes e independientes delespacio mtrico. Ms an, la expansin del universo en las escalas actuales locales es tan pequea que cualquier dependencia de las leyes de la fsica en la expansin no sera medible con las tcnicas actuales.

Evidencias

En general, se consideran tres las evidencias empricas que apoyan la teora cosmolgica delBig Bang. stas son: la expansin del universo que se expresa en la Ley de Hubble y que se puede apreciar en elcorrimiento hacia el rojode las galaxias, las medidas detalladas del fondo csmico de microondas, y laabundancia de elementos ligeros. Adems, lafuncin de correlacinde laestructura a gran escala del Universoencaja con la teora delBig Bang.

Expansin expresada en la ley de Hubble

Artculo principal:Ley de Hubble

De la observacin de galaxias yquasareslejanos se desprende la idea de que estos objetos experimentan uncorrimiento hacia el rojo, lo que quiere decir que laluzque emiten se ha desplazado proporcionalmente hacia longitudes de onda ms largas. Esto se comprueba tomando elespectrode los objetos y comparando, despus, el patrnespectroscpicode laslneas de emisinoabsorcincorrespondientes a tomos de loselementosque interactan con laradiacin. En este anlisis se puede apreciar cierto corrimiento hacia el rojo, lo que se explica por una velocidad recesional correspondiente alefecto Doppleren la radiacin. Al representar estas velocidades recesionales frente a las distancias respecto a los objetos, se observa que guardan unarelacin lineal, conocida comoLey de Hubble:

dondeves lavelocidad recesional,Des la distancia al objeto yH0es laconstante de Hubble, que el satlite WMAP estim en 71 4km/s/Mpc.

Radiacin csmica de fondo

Artculo principal:Radiacin de fondo de microondas

Imagen de la radiacin de fondo de microondas.

Una de las predicciones de la teora delBig Banges la existencia de la radiacin csmica de fondo,radiacin de fondo de microondaso CMB (Cosmic microwave background). El universo temprano, debido a su alta temperatura, se habra llenado de luz emitida por sus otros componentes. Mientras el universo se enfriaba debido a la expansin, su temperatura habra cado por debajo de 3000 K. Por encima de esta temperatura, los electrones y protones estn separados, haciendo el universo opaco a la luz. Por debajo de los 3000 K se forman los tomos, permitiendo el paso de la luz a travs del gas del universo. Esto es lo que se conoce comodisociacin de fotones.

La radiacin en este momento habra tenido el espectro delcuerpo negroy habra viajado libremente durante el resto de vida del universo, sufriendo un corrimiento hacia el rojo como consecuencia de la expansin de Hubble. Esto hace variar el espectro del cuerpo negro de 3345 K a un espectro del cuerpo negro con una temperatura mucho menor. La radiacin, vista desde cualquier punto del universo, parecer provenir de todas las direcciones en el espacio.

En1965,Arno PenziasyRobert Wilson, mientras desarrollaban una serie de observaciones de diagnstico con un receptor demicroondaspropiedad de losLaboratorios Bell, descubrieron la radiacin csmica de fondo. Ello proporcion una confirmacin sustancial de las predicciones generales respecto al CMB la radiacin result ser istropa y constante, con un espectro del cuerpo negro de cerca de 3 K e inclin la balanza hacia la hiptesis delBig Bang. Penzias y Wilson recibieron elPremio Nobelpor su descubrimiento.

En1989, laNASAlanz el COBE (Cosmic background Explorer) y los resultados iniciales, proporcionados en1990, fueron consistentes con las predicciones generales de la teora delBig Bangacerca de la CMB. El COBE hall una temperatura residual de 2,726 K, y determin que el CMB era istropo en torno a una de cada 105partes. Durante la dcada de los 90 se investig ms extensamente la anisotropa en el CMB mediante un gran nmero de experimentos en tierra y, midiendo ladistancia angularmedia (la distancia en el cielo) de las anisotropas, se vio que el universo erageomtricamente plano.

A principios de2003se dieron a conocer los resultados de laSonda Wilkinson de Anisotropas del fondo de Microondas(en inglsWilkinson Microwave Anisotropy ProbeoWMAP), mejorando los que hasta entonces eran los valores ms precisos de algunos parmetros cosmolgicos.(Vase tambinexperimentos sobre el fondo csmico de microondas). Este satlite tambin refut variosmodelos inflacionistasespecficos, pero los resultados eran constantes con la teora de la inflacin en general.

Abundancia de elementos primordiales

Artculo principal:Nucleosntesis primordial

Se puede calcular, usando la teora delBig Bang, la concentracin dehelio-4,helio-3,deuterioylitio-7.1 en el universo como proporciones con respecto a la cantidad dehidrgenonormal, H. Todas las abundancias dependen de un solo parmetro: la razn entrefotonesybariones, que por su parte puede calcularse independientemente a partir de la estructura detallada de la radiacin csmica de fondo. Las proporciones predichas (en masa, no volumen) son de cerca de 0,25 para la razn4He/H, alrededor de 10-3para2He/H, y alrededor de 10-4para3He/H.

Estas abundancias medidas concuerdan, al menos aproximadamente, con las predichas a partir de un valor determinado de la razn de bariones a fotones, y se considera una prueba slida en favor delBig Bang, ya que esta teora es la nica explicacin conocida para la abundancia relativa de elementos ligeros. De hecho no hay, fuera de la teora delBig Bang, ninguna otra razn obvia por la que el universo debiera, por ejemplo, tener ms o menos helio en proporcin al hidrgeno.

Evolucin y distribucin galctica

Las observaciones detalladas de lamorfologayestructurade las galaxias y cusares proporcionan una fuerte evidencia delBig Bang. La combinacin de las observaciones con la teora sugiere que los primeros cusares y galaxias se formaron hace alrededor de mil millones de aos despus delBig Bang, y desde ese momento se han estado formando estructuras ms grandes, como loscmulos de galaxiasy lossupercmulos. Las poblaciones de estrellas han ido envejeciendo y evolucionando, de modo que las galaxias lejanas (que se observan tal y como eran en el principio del universo) son muy diferentes a las galaxias cercanas (que se observan en un estado ms reciente). Por otro lado, las galaxias formadas hace relativamente poco son muy diferentes a las galaxias que se formaron a distancias similares pero poco despus delBig Bang. Estas observaciones son argumentos slidos en contra de la teora del estado estacionario. Las observaciones de laformacin estelar, la distribucin de cusares y galaxias, y las estructuras ms grandes concuerdan con las simulaciones obtenidas sobre la formacin de la estructura en el universo a partir delBig Bang, y estn ayudando a completar detalles de la teora.

Otras evidencias

Despus de cierta controversia, la edad del Universo estimada por la expansin Hubble y la CMB (Radiacin csmica de fondo) concuerda en gran medida (es decir, ligeramente ms grande) con las edades de las estrellas ms viejas, ambos medidos aplicando la teora de la evolucin estelar de los cmulos globulares y a travs de la fecha radiomtrica individual en las estrellas de la segunda Poblacin.

Problemas comunes

Histricamente, han surgido varios problemas dentro de la teora delBig Bang. Algunos de ellos slo tienen inters histrico y han sido evitados, ya sea por medio de modificaciones a la teora o como resultado de observaciones ms precisas. Otros aspectos, como elproblema de la penumbra en cspidey elproblema de la galaxia enanademateria oscura fra, no se consideran graves, dado que pueden resolverse a travs de un perfeccionamiento de la teora.

Existe un pequeo nmero de proponentes decosmologas no estndarque piensan que no hubo unBig Bang. Afirman que las soluciones a los problemas conocidos delBig Bangcontienen modificacionesad hocy agregados a la teora. Las partes ms atacadas de la teora incluyen lo concerniente a lamateria oscura, laenerga oscuray lainflacin csmica. Cada una de estas caractersticas del universo ha sido sugerida mediante observaciones de laradiacin de fondo de microondas, laestructura a gran escala del cosmosy lassupernovas de tipo IA, pero se encuentran en la frontera de lafsica moderna(verproblemas no resueltos de la fsica). Si bien losefectos gravitacionalesde materia y energa oscuras son bien conocidos de forma observacional y terica, todava no han sido incorporados almodelo estndarde lafsica de partculasde forma aceptable. Estos aspectos de la cosmologa estndar siguen sin tener una explicacin adecuada, pero la mayora de los astrnomos y los fsicos aceptan que la concordancia entre la teora delBig Bangy la evidencia observacional es tan cercana que permite establecer con cierta seguridad casi todos los aspectos bsicos de la teora.

Los siguientes son algunos de los problemas y enigmas comunes delBig Bang.

El problema del segundo principio de la termodinmica

Artculo principal:Segundo principio de la termodinmica

El problema del segundo principio de la termodinmica resulta del hecho de que de este principio se deduce que laentropa, el desorden, aumenta si se deja al sistema (eluniverso) seguir su propio rumbo. Una de las consecuencias de laentropaes el aumento en la proporcin entre radiacin y materia por lo tanto el universo debera terminar en una muerte trmica, una vez que la mayor parte de la materia se convierta en fotones y estos se diluyan en la inmensidad del universo.

Otro problema sealado porRoger Penrosees que la entropa parece haber sido anormalmente pequea en el estado inicial del universo. Penrose evala la probabilidad de un estado inicial en aproximadamente:.17De acuerdo con Penrose y otros, la teora cosmolgica ordinaria no explica porqu la entropa inicial del universo es tan anormalmente baja, y propone la hiptesis de curvatura de Weil en conexin con ella. De acuerdo con esa hiptesis unateora cuntica de la gravedaddebera dar una explicacin tanto del porqu el universo se inici en un estado de curvatura de Weil nula y de una entropa tan baja. Aunque todava no se ha logrado una teora de lagravedad cunticasatisfactoria.

Por otro lado en la teora estndar el estado entrpico anormalmente bajo, se considera que es producto de una "gran casualidad" justificada por elprincipio antrpico. Postura que Penrose y otros consideran filosficamente insatisfactoria.

El problema del horizonte

Artculo principal:Problema del horizonte

El problema del horizonte, tambin llamadoproblema de la causalidad, resulta del hecho de que la informacin no puede viajar ms rpido que la luz, de manera que dos regiones en el espacio separadas por una distancia mayor que la velocidad de la luz multiplicada por la edad del universo no pueden estarcausalmenteconectadas. En este sentido, la isotropa observada de la radiacin de fondo de microondas (CMB) resulta problemtica, debido a que el tamao delhorizonte de partculasen ese tiempo corresponde a un tamao de cerca de dos grados en el cielo. Si el universo hubiera tenido la misma historia de expansin desde la poca de Planck, no habra mecanismo que pudiera hacer que estas regiones tuvieran la misma temperatura.

Esta aparente inconsistencia se resuelve con lateora inflacionista, segn la cual un campo de energa escalar istropo domina el universo al transcurrir un tiempo de Planck luego de la poca de Planck. Durante la inflacin, el universo sufre una expansin exponencial, y regiones que se afectan mutuamente se expanden ms all de sus respectivos horizontes. Elprincipio de incertidumbre de Heisenbergpredice que durante la fase inflacionista habrfluctuaciones primordiales, que se simplificarn hasta la escala csmica. Estas fluctuaciones sirven de semilla para toda la estructura actual del universo. Al pasar la inflacin, el universo se expande siguiendo la ley de Hubble, y las regiones que estaban demasiado lejos para afectarse mutuamente vuelven al horizonte. Esto explica la isotropa observada de la CMB. La inflacin predice que las fluctuaciones primordiales son casi invariantes segn la escala y que tienen unadistribucin normalo gaussiana, lo cual ha sido confirmado con precisin por medidas de la CMB.

En 2003 apareci otra teora para resolver este problema,la velocidad variante de la luzdeJoo Magueijo, que aunque a la larga contradice la relatividad de Einstein usa su ecuacin incluyendo la constante cosmolgica para resolver el problema de una forma muy eficaz que tambin ayuda a solucionar el problema de la planitud.

El problema de la planitud

Artculo principal:Problema de la planitud

El problema de la planitud (flatness problemen ingls) es un problema observacional que resulta de las consecuencias que la mtrica deFriedmann-Lematre-Robertson-Walkertiene para con lageometra del universo. En general, se considera que existen tres tipos de geometras posibles para nuestro universo segn sucurvaturaespacial:geometra elptica(curvatura positiva),geometra hiperblica(negativa) ygeometra euclidianao plana (curvatura nula).

Dicha geometra viene determinada por la cantidad total de densidad de energa del universo (medida mediante eltensor de tensin-energa). Siendo el cociente entre la densidad de energa medida observacionalmente y ladensidad crticac, se tiene que para cada geometra las relaciones entre ambos parmetros han de ser:

La densidad en el presente es muy cercana a la densidad crtica, o lo que es lo mismo, el universo hoy es espacialmente plano, dentro de una buena aproximacin. Sin embargo, las diferencias con respecto a la densidad crtica crecen con el tiempo, luego en el pasado la densidad tuvo que ser an ms cercana a esta. Se ha medido que en los primeros momentos del universo la densidad era diferente a la crtica tan slo en una parte en 1015(una milbillonsima parte). Cualquier desviacin mayor hubiese conducido a unamuerte trmicao unBig Crunchy el universo no sera como ahora.

Una solucin a este problema viene de nuevo de lateora inflacionaria. Durante el periodo inflacionario elespacio-tiempose expandi tan rpido que provoc una especie deestiramientodel universo acabando con cualquier curvatura residual que pudiese haber. As la inflacin pudo hacer al universo plano.

Edad de los cmulos globulares

A mediados de los aos 90, las observaciones realizadas de loscmulos globularesparecan no concondar con la Teora delBig Bang. Las simulaciones realizadas por ordenador de acuerdo con las observaciones de las poblacionesestelaresde cmulos de galaxias sugirieron una edad de cerca de 15000 millones de aos, lo que entraba en conflicto con la edad del universo, estimada en 13700 millones de aos. El problema qued resuelto a finales de esa dcada, cuando las nuevas simulaciones realizadas, que incluan los efectos de la prdida de masa debida a losvientos estelares, indicaron que los cmulos globulares eran mucho ms jvenes. Quedan an en el aire algunas preguntas en cuanto a con qu exactitud se miden las edades de los cmulos, pero est claro que stos son algunos de los objetos ms antiguos del universo.

Monopolos magnticos

La objecin de losmonopolos magnticosfue propuesta a finales de ladcada de 1970. Lasteoras de la gran unificacinpredicendefectos topolgicosen el espacio que se manifestaran como monopolos magnticos encontrndose en el espacio con una densidad mucho mayor a la observada. De hecho, hasta ahora, no se ha dado con ningn monopolo. Este problema tambin queda resuelto mediante la inflacin csmica, dado que sta elimina todos los puntos defectuosos del universo observable de la misma forma que conduce la geometra hacia su forma plana. Es posible que aun as pueda haber monopolos pero se ha calculado que apenas si habra uno por cada universo visible, una cantidad nfima y no observable en todo caso.

Materia oscura

En las diversas observaciones realizadas durante las dcadas de los70y80(sobre todo las de lascurvas de rotacin de las galaxias) se mostr que no haba suficiente materia visible en el universo para explicar la intensidad aparente de las fuerzas gravitacionales que se dan en y entre las galaxias. Esto condujo a la idea de que hasta un 90% de la materia en el universo no es materia comn obarinicasino materia oscura. Adems, la asuncin de que el universo estuviera compuesto en su mayor parte por materia comn llev a predicciones que eran fuertemente inconsistentes con las observaciones. En particular, el universo es mucho menos "inhomogneo" y contiene mucho menosdeuteriode lo que se puede considerar sin la presencia de materia oscura. Mientras que la existencia de la materia oscura era inicialmente polmica, ahora es una parte aceptada de la cosmologa estndar, debido a las observaciones de las anisotropas en el CMB,dispersinde velocidades de loscmulos de galaxias, y en lasestructuras a gran escala, estudios de laslentes gravitacionalesy medidas por medio derayos xde los cmulos de galaxias. La materia oscura se ha detectado nicamente a travs de su huella gravitacional; no se ha observado en el laboratorio ninguna partcula que se le pueda corresponder. Sin embargo, hay muchos candidatos a materia oscura enfsica de partculas(como, por ejemplo, las partculas pesadas y neutras de interaccin dbil oWIMP(Weak Interactive Massive Particles), y se estn llevando a cabo diversos proyectos para detectarla.

Energa oscura

En la dcada de 1990, medidas detalladas de la densidad demasadel universo revelaron que sta sumaba en torno al 30% de ladensidad crtica. Puesto que el universo es plano, como indican las medidas del fondo csmico de microondas, quedaba un 70% de densidad de energa sin contar. Este misterio aparece ahora conectado con otro: las mediciones independientes de lassupernovasdetipo Iahan revelado que la expansin del universo experimenta una aceleracin de tipo no lineal, en vez de seguir estrictamente la Ley de Hubble. Para explicar esta aceleracin, la relatividad general necesita que gran parte del universo consista en un componente energtico con granpresin negativa. Se cree que esta energa oscura constituye ese 70% restante. Su naturaleza sigue siendo uno de los grandes misterios delBig Bang. Los candidatos posibles incluyen unaconstante cosmolgicaescalar y unaquintaesencia. Actualmente se estn realizando observaciones que podran ayudar a aclarar este punto.

El futuro de acuerdo con la teora delBig Bang

Antes de las observaciones de la energa oscura, los cosmlogos consideraron dos posibles escenarios para el futuro del universo. Si la densidad de masa del Universo se encuentra sobre la densidad crtica, entonces el Universo alcanzara un tamao mximo y luego comenzara a colapsarse. ste se hara ms denso y ms caliente nuevamente, terminando en un estado similar al estado en el cual empez en un proceso llamado Big Crunch. Por otro lado, si la densidad en el Universo es igual o menor a la densidad crtica, la expansin disminuira su velocidad, pero nunca se detendra. La formacin de estrellas cesara mientras el Universo en crecimiento se hara menos denso cada vez. El promedio de la temperatura del universo podra acercarse asintticamente alcero absoluto(0Ko -273,15C). Los agujeros negros se evaporaran por efecto de laradiacin de Hawking. Laentropadel universo se incrementara hasta el punto en que ninguna forma de energa podra ser extrada de l, un escenario conocido comomuerte trmica. Ms an, si existe la descomposicin del protn, proceso por el cual un protn decaera a partculas menos masivas emitiendo radiacin en el proceso, entonces todo el hidrgeno, la forma predominante del materia barinica en el universo actual, desaparecera a muy largo plazo, dejando soloradiacin.

Las observaciones modernas de la expansin acelerada implican que cada vez una mayor parte deluniverso visibleen la actualidad quedar ms all de nuestrohorizonte de sucesosy fuera de contacto. Se desconoce cul sera el resultado de este evento. Elmodelo Lambda-CMDdel universo contiene energa oscura en la forma de unaconstante cosmolgica(de alguna manera similar a la que haba incluido Einstein en su primera versin de las ecuaciones de campo). Esta teora sugiere que slo los sistemas mantenidos gravitacionalmente, como las galaxias, se mantendran juntos, y ellos tambin estaran sujetos a lamuerte trmicaa medida que el universo se enfriase y expandiese. Otras explicaciones de la energa oscura-llamadasteoras de la energa fantasmasugieren que los cmulos de galaxias y finalmente las galaxias mismas se desgarrarn por la eterna expansin del universo, en el llamadoBig Rip.

Vase tambin:Destino ltimo del universo

Fsica especulativa ms all delBig Bang

A pesar de que el modelo delBig Bangse encuentra bien establecido en la cosmologa, es probable que se redefina en el futuro. Se tiene muy poco conocimiento sobre el universo ms temprano, durante el cual se postula que ocurri la inflacin. Tambin es posible que en esta teora existan porciones del Universo mucho ms all de lo que es observable en principio. En la teora de la inflacin, esto es un requisito: La expansin exponencial ha empujado grandes regiones del espacio ms all de nuestro horizonte observable. Puede ser posible deducir qu ocurri cuando tengamos un mejor entendimiento de la fsica a altas energas. Las especulaciones hechas al respecto, por lo general involucran teoras degravedad cuntica.

Algunas propuestas son:

Inflacin catica.

Cosmologa de branas, incluyendo el modeloekpirtico, en el cual elBig Banges el resultado de una colisin entre membranas.

Ununiverso oscilanteen el cual el estado primitivo denso y caliente del universo temprano deriva delBig Crunchde un universo similar al nuestro. El universo pudo haber atravesado un nmero infinito debig bangsybig crunches. Elcclico, una extensin del modelo ekpirtico, es una variacin moderna de esa posibilidad.

Modelos que incluyen lacondicin de contorno de Hartle-Hawking, en la cual totalidad del espacio-tiempo es finito. Algunas posibilidades son compatibles cualitativamente unas con otras. En cada una se encuentran involucradas hiptesis an no testeadas.

Interpretaciones filosficas y religiosas

Existe un gran nmero de interpretaciones sobre la teora delBig Bangque son completamente especulativas o extra-cientficas. Algunas de estas ideas tratan de explicar la causa misma delBig Bang(primera causa), y fueron criticadas por algunos filsofosnaturalistaspor ser solamente nuevas versiones de lacreacin. Algunas personas creen que la teora delBig Bangbrinda soporte a antiguos enfoques de la creacin, como por ejemplo el que se encuentra en elGnesis(vercreacionismo), mientras otros creen que todas las teoras delBig Bangson inconsistentes con las mismas.

ElBig Bangcomo teora cientfica no se encuentra asociado con ningunareligin. Mientras algunas interpretacionesfundamentalistasde las religiones entran en conflicto con la historia del universo postulada por la teora delBig Bang, la mayora de las interpretaciones son liberales. A continuacin sigue una lista de varias interpretaciones religiosas de la teora delBig Bang(que son hasta cierto punto incompatibles con la propia descripcin cientfica del mismo):

En la Biblia cristiana aparecen dos versculos que hablaran delbig bangy elbig crunch: l est sentado sobre el crculo de la tierra, cuyos moradores son como langostas; l extiende los cielos como una cortina, los despliega como una tienda para morar (Isaas40.22). Y todo el ejrcito de los cielos se disolver, y se enrollarn los cielos como un libro; y caer todo su ejrcito como se cae la hoja de la parra, y como se cae la de la higuera (Isaas 34.4).18

LaIglesia catlicaha aceptado elBig Bangcomo una descripcin del origen del Universo.19Se ha sugerido que la teora delBig Banges compatible con las vas de santoToms de Aquino, en especial con la primera de ellas sobre el movimiento, as como con la quinta.[citarequerida]

Algunos estudiantes delKabbalah, eldesmoy otras fes no antropomrficas, concuerdan con la teora delBig Bang, conectndola por ejemplo con la teora de la "retraccin divina"(tzimtzum)como es explicado por el judoMoiss Maimnides.

Algunosmusulmanesmodernos creen que elCornhace un paralelo con elBig Bangen su relato sobre la creacin: No ven los no creyentes que los cielos y la Tierra fueron unidos en una sola unidad de creacin, antes de que nosotros los separsemos a la fuerza? Hemos creado todos los seres vivientes a partir del agua (captulo 21, versculo 30). ElCorntambin parece describir un universo en expansin: Hemos construido el cielo con poder, y lo estamos expandiendo (52.47).

Algunas ramastestasdelhinduismo, tales como las tradicionesvishnuistas, conciben una teora de la creacin con ejemplos narrados en el tercer canto delBhagavata Purana(principalmente, en los captulos 10 y 26), donde se describe un estado primordial se expande mientras el GranVishnobserva, transformndose en el estado activo de la suma total de la materia(prakriti).

Elbudismoposee una concepcin del universo en el cual no hay un evento de creacin. Sin embargo, no parece ser que la teora delBig Bangentrara en conflicto con la misma, ya que existen formas de obtener un universo eterno segn el paradigma. Cierto nmero de populares filsofosZenestuvieron muy interesados, en particular, por el concepto deluniverso oscilante

El hecho de que el universo est enexpansinse deriva de las observaciones delcorrimiento al rojorealizadas en la dcada de 1920 y que se cuantifican por laley de Hubble. Dichas observaciones son la prediccin experimental delmodelo de Friedmann-Robertson-Walker, que es una solucin de las ecuaciones de campo de Einstein de larelatividad general, que predicen el inicio del universo mediante un big bang.

El "corrimiento al rojo" es un fenmeno observado por los astrnomos, que muestra una relacin directa entre la distancia de un objeto remoto (como una galaxia) y la velocidad con la que ste se aleja. Si esta expansin ha sido continua a lo largo de la vida del universo, entonces en el pasado estos objetos distantes que siguen alejndose tuvieron que estar una vez juntos. Esta idea da pie a la teora delBig Bang; el modelo dominante en la cosmologa actual.

Durante la era ms temprana delBig Bang, se cree que el universo era un caliente y densoplasma. Segn avanz la expansin, la temperatura decreci hasta el punto en que se pudieron formar los tomos. En aquella poca, la energa de fondo se desacopl de la materia y fue libre de viajar a travs del espacio. La energa remanente continu enfrindose al expandirse el universo y hoy forma elfondo csmico de microondas. Esta radiacin de fondo es remarcablemente uniforme en todas direcciones, circunstancia que los cosmlogos han intentado explicar como reflejo de un periodo temprano deinflacin csmicadespus delBig Bang.

El examen de las pequeas variaciones en el fondo de radiacin de microondas proporciona informacin sobre la naturaleza del universo, incluyendo la edad y composicin. Laedad del universodesde elBig Bang, de acuerdo a la informacin actual proporcionada por elWMAPde laNASA, se estima en unos 13.700 millones de aos, con un margen de error de un 1% (137 millones de aos). Otros mtodos de estimacin ofrecen diferentes rangos de edad, desde 11.000 millones a 20.000 millones.

Sopa primigenia[editar]

Hasta hace poco, la primera centsima de segundo era ms bien un misterio, impidiendo los cientficos describir exactamente cmo era el universo. Los nuevos experimentos en elRHIC, en elBrookhaven National Laboratory, han proporcionado a los fsicos una luz en esta cortina de alta energa, de tal manera que pueden observar directamente los tipos de comportamiento que pueden haber tomado lugar en ese instante.7

En estas energas, losquarksque componen losprotonesy losneutronesno estaban juntos, y una mezcla densa supercaliente de quarks ygluones, con algunos electrones, era todo lo que poda existir en los microsegundos anteriores a que se enfriaran lo suficiente para formar el tipo de partculas de materia que observamos hoy en da.8

Protogalaxias[editar]

Artculo principal:Protogalaxia

Los rpidos avances acerca de lo que pas despus de la existencia de la materia aportan mucha informacin sobre la formacin de las galaxias. Se cree que las primeras galaxias eran dbiles "galaxias enanas" que emitan tanta radiacin que separaran los tomos gaseosos de sus electrones. Este gas, a su vez, se estaba calentando y expandiendo, y tena la posibilidad de obtener la masa necesaria para formar las grandes galaxias que conocemos hoy.910

Destino final[editar]

Artculo principal:Destino ltimo del Universo

El destino final del universo tiene diversos modelos que explican lo que suceder en funcin de diversos parmetros y observaciones. De acuerdo con lateora general de la relatividadel destino final ms probable depender del valor autntico de la densidad de materia, en funcin ese parmetro se barajan dos tipos de finales:

ElBig Crunch(Gran Implosin) que suceder si el universo tiene una densidad de materia por encima de la densidad crtica, al punto de que sea capaz de decelerar su expansin hasta detenerla y llegar a invertirla. As la materia recondensara en una gran implosin guiada por la gravedad.

ElBig Rip(Gran desgarramiento) que sucer si eventualmente la densidad est por debajo de un valor crtico, los cmulos de galaxias acabaran acercndose y formando grandes agujeros negros, del tipo que se supone existe en el centro de muchas galaxias. Esos agujeros negros pueden considerarse como un rasgado o desgarramiento del espacio-tiempo.

A partir de los aos 1990 se comprob que el universo parece tener unaexpansin acelerada, hecho que dentro de la relatividad general slo es explicable acudiendo a un mecanismo de tipoconstante cosmolgica. No se conoce si ese hecho puede dar lugar a un tercer tipo de final.

Big Cruncho la Gran Implosin[editar]

Artculo principal:Big Crunch

Es posible que el inmenso aro que rodeaba a las galaxias sea una forma de materia que resulta invisible desde laTierra. Estamateria oscuratal vez constituya el 99% de todo lo que hay en el universo.[citarequerida]

Si el universo es suficientemente denso, es posible que lafuerza gravitatoriade toda esa materia pueda finalmente detener la expansin inicial, de tal manera que el universo volvera a contraerse, las galaxias empezaran a retroceder, y con el tiempo colisionaran entre s. La temperatura se elevara, y el universo se precipitara hacia un destino catastrfico en el que quedara reducido nuevamente a un punto.

Algunos fsicos han especulado que despus se formara otro universo, en cuyo caso se repetira el proceso. A esta teora se la conoce como la teora deluniverso oscilante.

Hoy en da esta hiptesis parece incorrecta, pues a la luz de los ltimos datos experimentales, el Universo se est expandiendo cada vez ms rpido.

Big Ripo Gran Desgarramiento[editar]

Artculo principal:Big Rip

ElGran DesgarramientooTeora de la Eterna Expansin, llamado en inglsBig Rip, es unahiptesiscosmolgica sobre eldestino ltimo del universo. Este posible destino final del universo depende de la cantidad deenerga oscuraexistente en el Universo. Si el universo contiene suficiente energa oscura, podra acabar en un desgarramiento de toda lamateria.

El valor clave esw, laraznentre la presin de la energa oscura y sudensidad energtica. Aw< -1, el universo acabara por ser desgarrado. Primero, lasgalaxiasse separaran entre s, luego la gravedad sera demasiado dbil para mantener integrada cada galaxia. Lossistemas planetariosperderan su cohesin gravitatoria. En los ltimos minutos, se desbaratarnestrellasyplanetas, y lostomossern destruidos.

Los autores de esta hiptesis calculan que el fin del tiempo ocurrira aproximadamente 3,51010aos despus del Big Bang, es decir, dentro de 2,01010aos.

Una modificacin de esta teora denominadaBig Freeze, aunque poco aceptada,[citarequerida]afirma que el universo continuara su expansin sin provocar unBig Rip.

Descripcin fsica[editar]

Tamao[editar]

Artculo principal:Universo observable

Muy poco se conoce con certeza sobre el tamao del universo. Puede tener una longitud de billones de aos luz o incluso tener un tamao infinito11. Un artculo de 200312dice establecer una cota inferior de 24gigaparsecs(78000 millones de aos luz) para el tamao del universo, pero no hay ninguna razn para creer que esta cota est de alguna manera muy ajustada(Vaseforma del Universo).

El universoobservable(ovisible), que consiste en toda la materia y energa que poda habernos afectado desde elBig Bangdada la limitacin de lavelocidad de la luz, es ciertamente finito. Ladistancia comvilal extremo del universo visible ronda los 46.500 millones de aos luz en todas las direcciones desde la Tierra. As, el universo visible se puede considerar como una esfera perfecta con la Tierra en el centro, y un dimetro de unos 93000 millones de aos luz.13Hay que notar que muchas fuentes han publicado una amplia variedad de cifras incorrectas para el tamao del universo visible: desde 13700 hasta 180000 millones de aos luz.(Vaseuniverso observable).

En el Universo las distancias que separan los astros son tan grandes que, si las quisiramos expresar en metros, tendramos que utilizar cifras muy grandes. Debido a ello, se utiliza como unidad de longitud elao luz, que corresponde a la distancia que recorre la luz en un ao.

Anteriormente, el modelo de universo ms comnmente aceptado era el propuesto porAlbert Einsteinen suRelatividad General, en la que propone un universo "finito pero ilimitado", es decir, que a pesar de tener un volumen medible no tiene lmites, de forma anloga a la superficie de una esfera, que es medible pero ilimitada. Esto era propio de un universo esfrico. Hoy, gracias a las ltimas observaciones realizadas por el WMAP de la NASA, se sabe que tiene forma plana. Aunque no se descarta un posible universo plano cerrado sobre s mismo.

Forma[editar]

Artculos principales:Forma del UniversoyEstructura a gran escala del universo.

Universum,Grabado Flammarion,xilografa, publicada enPars1888.

Una pregunta importante abierta en cosmologa es la forma del universo. Matemticamente, qu3-variedadrepresenta mejor la parte espacial del universo?

Si el universo es espacialmenteplano, se desconoce si las reglas de lageometra Euclidianasern vlidas a mayor escala. Actualmente muchos cosmlogos creen que el Universo observable est muy cerca de ser espacialmente plano, con arrugas locales donde los objetos masivos distorsionan elespacio-tiempo, de la misma forma que la superficie de un lago es casi plana. Esta opinin fue reforzada por los ltimos datos delWMAP, mirando hacia las "oscilaciones acsticas" de las variaciones de temperatura en la radiacin de fondo de microondas.14

Por otra parte, se desconoce si el universo esconexo. El universo no tiene cotas espaciales de acuerdo al modelo estndar del Big Bang, pero sin embargo debe ser espacialmente finito (compacto). Esto se puede comprender utilizando una analoga en dos dimensiones: la superficie de una esfera no tiene lmite, pero no tiene un rea infinita. Es una superficie de dos dimensiones con curvatura constante en una tercera dimensin. La3-esferaes un equivalente en tres dimensiones en el que las tres dimensiones estn constantemente curvadas en una cuarta.

Si el universo fuese compacto y sin cotas, sera posible, despus de viajar una distancia suficiente, volver al punto de partida. As, la luz de las estrellas y galaxias podra pasar a travs del universo observable ms de una vez. Si el universo fuese mltiplemente conexo y suficientemente pequeo (y de un tamao apropiado, tal vez complejo) entonces posiblemente se podra ver una o varias veces alrededor de l en alguna (o todas) direcciones. Aunque esta posibilidad no ha sido descartada, los resultados de las ltimas investigaciones de laradiacin de fondo de microondashacen que esto parezca improbable.

Color[editar]

Caf con leche csmico, el color del universo.

Histricamente se ha credo que el Universo es de color negro, pues es lo que observamos al momento de mirar al cielo en las noches despejadas. En 2002, sin embargo, los astrnomosKarl GlazebrookeIvan Baldryafirmaron en unartculo cientficoque el universo en realidad es de un color que decidieron llamarcaf con leche csmico.1516Este estudio se bas en la medicin del rango espectral de la luz proveniente de un gran volumen del Universo, sintetizando la informacin aportada por un total de ms de 200.000galaxias.

Homogeneidad e isotropa[editar]

Fluctuaciones en laradiacin de fondo de microondas,Imagen NASA/WMAP.

Mientras que la estructura est considerablementefractalizadaa nivel local (ordenada en una jerarqua de racimo), en los rdenes ms altos de distancia el universo es muy homogneo. A estas escalas la densidad del universo es muy uniforme, y no hay una direccin preferida o significativamente asimtrica en el universo. Esta homogeneidad eisotropaes un requisito de laMtrica de Friedman-Lematre-Robertson-Walkerempleada en los modelos cosmolgicos modernos.17

La cuestin de laanisotropaen el universo primigenio fue significativamente contestada por elWMAP, que busc fluctuaciones en la intensidad del fondo de microondas.18Las medidas de esta anisotropa han proporcionado informacin til y restricciones sobre la evolucin del Universo.

Hasta el lmite de la potencia de observacin de los instrumentos astronmicos, los objetos irradian y absorben la energa de acuerdo a las mismasleyes fsicasa como lo hacen en nuestra propia galaxia.19Basndose en esto, se cree que las mismas leyes y constantes fsicas son universalmente aplicables a travs de todo el universo observable. No se ha encontrado ninguna prueba confirmada que muestre que las constantes fsicas hayan variado desde elBig Bang.20

Composicin[editar]

El universo observable actual parece tener un espacio-tiempo geomtricamente plano, conteniendo unadensidadmasa-energa equivalente a 9,9 1030gramos por centmetro cbico. Los constituyentes primarios parecen consistir en un 73% deenerga oscura, 23% demateria oscurafra y un 4% de tomos. As, la densidad de los tomos equivaldra a un ncleo dehidrgenosencillo por cada cuatro metros cbicos de volumen.21La naturaleza exacta de la energa oscura y la materia oscura fra sigue siendo un misterio. Actualmente se especula con que elneutrino, (una partcula muy abundante en el universo), tenga, aunque mnima, una masa. De comprobarse este hecho, podra significar que la energa y la materia oscura no existen.

Durante las primeras fases delBig Bang, se cree que se formaron las mismas cantidades de materia yantimateria. Materia y antimateria deberan eliminarse mutuamente al entrar en contacto, por lo que la actual existencia de materia (y la ausencia de antimateria) supone una violacin de lasimetra CP(VaseViolacin CP), por lo que puede ser que las partculas y las antipartculas no tengan propiedades exactamente iguales o simtricas,22o puede que simplemente las leyes fsicas que rigen el universo favorezcan la supervivencia de la materia frente a la antimateria.23En este mismo sentido, tambin se ha sugerido que quizs lamateria oscurasea la causante de labariognesisal interactuar de distinta forma con la materia que con la antimateria.24

Antes de la formacin de las primeras estrellas, la composicin qumica del universo consista primariamente enhidrgeno(75% de la masa total), con una suma menor dehelio-4(4He) (24% de la masa total) y el resto de otros elementos.25Una pequea porcin de estos elementos estaba en la forma delistopodeuterio(H),helio-3(He) ylitio(7Li).26Lamateria interestelarde las galaxias ha sido enriquecida sin cesar porelementosms pesados, generados por procesos defusinen la estrellas, y diseminados como resultado de las explosiones desupernovas, los vientos estelares y la expulsin de la cubierta exterior de estrellas maduras.27

ElBig Bangdej detrs un flujo de fondo de fotones yneutrinos. La temperatura de la radiacin de fondo ha decrecido sin cesar con la expansin del universo y ahora fundamentalmente consiste en la energa de microondas equivalente a una temperatura de 2'725K.28La densidad del fondo de neutrinos actual es sobre 150 por centmetro cbico.29

Vase tambin:Abundancia de los elementos qumicos

Estructura cuntica[editar]

Segn la fsica moderna, el Universo es un sistema cuntico aislado, un campo unificado de ondas que entra en decoherencia al tutor de la observacin o medicin. En tal virtud, en ltima instancia, el entorno del Universo sera no local y no determinista

Multiversos[editar]

Artculos principales:MultiversoyUniversos paralelos.

Loscosmlogos tericosestudian modelos del conjunto espacio-tiempo que estnconectados, y buscan modelos que sean consistentes con los modelos fsicos cosmolgicos del espacio-tiempo en la escala deluniverso observable. Sin embargo, recientemente han tomado fuerza teoras que contemplan la posibilidad demultiversoso varios universos coexistiendo simultneamente. Segn la recientemente enunciadaTeora de Multiexplosionesse pretende dar explicacin a este aspecto, poniendo en relieve una posible convivencia de universos en un mismo espacio.30

El universo, una ilusin?[editar]

Cientficos del King's College de Londres lograron recrear las condiciones inmediatamente seguidas al Big Bang a travs del conocimiento adquirido durante dos aos de lapartcula de Higgsy llegaron a la conclusin de que, posiblemente, el universo colaps, hasta dejar de existir casi tan pronto cuando empez,31lo qu plantea la idea de que todo lo que vemos no existe y solo es el pasado de los astros.32

Estructuras agregadas del universo[editar]

Las galaxias[editar]

Artculo principal:Galaxia

A gran escala, el universo est formado porgalaxiasy agrupaciones de galaxias. Las galaxias son agrupaciones masivas deestrellas, y son las estructuras ms grandes en las que se organiza la materia en el universo. A travs del telescopio se manifiestan como manchas luminosas de diferentes formas. A la hora de clasificarlas, los cientficos distinguen entre las galaxias delGrupo Local, compuesto por las treinta galaxias ms cercanas y a las que est unida gravitacionalmente nuestra galaxia (laVa Lctea), y todas las dems galaxias, a las que llaman "galaxias exteriores".

Las galaxias estn distribuidas por todo el universo y presentan caractersticas muy diversas, tanto en lo que respecta a su configuracin como a su antigedad. Las ms pequeas abarcan alrededor de 3.000 millones de estrellas, y las galaxias de mayor tamao pueden llegar a abarcar ms de un billn de astros. Estas ltimas pueden tener un dimetro de 170.000 aos luz, mientras que las primeras no suelen exceder de los 6.000 aos luz.

Adems de estrellas y sus astros asociados (planetas, asteroides, etc...), las galaxias contienen tambinmateria interestelar, constituida por polvo y gas en una proporcin que varia entre el 1 y el 10% de su masa.

Se estima que el universo puede estar constituido por unos 100.000 millones de galaxias, aunque estas cifras varan en funcin de los diferentes estudios.

Formas de galaxias[editar]

La creciente potencia de los telescopios, que permite observaciones cada vez ms detalladas de los distintos elementos del universo, ha hecho posible una clasificacin de las galaxias por su forma. Se han establecido as cuatro tipos distintos: galaxias elpticas, espirales, espirales barradas e irregulares.

Galaxias elpticas[editar]

Galaxia elptica NGC 1316.

Artculo principal:Galaxia elptica

En forma de elipse o de esferoide, se caracterizan por carecer de una estructura interna definida y por presentar muy poca materia interestelar. Se consideran las ms antiguas del universo, ya que sus estrellas son viejas y se encuentran en una fase muy avanzada de su evolucin.

Galaxias lenticulares[editar]

Artculo principal:Galaxia lenticular

Las galaxias de este tipo fueron en su momento galaxias espirales, pero consumieron o perdieron gran parte de materia interestelar, por lo que hoy carecen de brazos espirales y solo presenta su ncleo. Aunque a veces existe cierta cantidad de materia interestelar, sobre todo polvo, que se agrupa en forma de disco alrededor de la esta. Estas galaxias constituyen alrededor del 3% de las galaxias del universo.

Galaxias espirales[editar]

Artculo principal:Galaxia espiral

Estn constituidas por un ncleo central y dos o ms brazos en espiral, que parten del ncleo. ste se halla formado por multitud de estrellas y apenas tiene materia interestelar, mientras que en los brazos abunda la materia interestelar y hay gran cantidad de estrellas jvenes, que son muy brillantes. Alrededor del 75% de las galaxias del universo son de este tipo.

Galaxia espiral barrada[editar]

Artculo principal:Galaxia espiral barrada

Es un subtipo de galaxia espiral, caracterizados por la presencia de una barra central de la que tpicamente parten dos brazos espirales. Este tipo de galaxias constituyen una fraccin importante del total de galaxias espirales. La Va Lctea es una galaxia espiral barrada.

Galaxias irregulares[editar]

Galaxia irregular NGC 1427.

Artculo principal:Galaxia irregular

Incluyen una gran diversidad de galaxias, cuyas configuraciones no responden a las tres formas anteriores, aunque tienen en comn algunas caractersticas, como la de ser casi todas pequeas y contener un gran porcentaje de materia interestelar. Se calcula que son irregulares alrededor del 5% de las galaxias del universo.

La Va Lctea[editar]

Artculo principal:Va Lctea

LaVa Lcteaes nuestragalaxia. Segn las observaciones, posee una masa de 1012masas solaresy es de tipo espiral barrada. Con un dimetro medio de unos 100000aos luzse calcula que contiene unos 200000 millones de estrellas, entre las cuales se encuentra elSol. La distancia desde elSolal centro de la galaxia es de alrededor de 27700 aos luz (8.5kpc) A simple vista, se observa como una estela blanquecina de forma elptica, que se puede distinguir en las noches despejadas. Lo que no se aprecian son sus brazos espirales, en uno de los cuales, el llamadobrazo de Orin, est situado nuestro sistema solar, y por tanto la Tierra.

El ncleo central de la galaxia presenta un espesor uniforme en todos sus puntos, salvo en el centro, donde existe un gran abultamiento con un grosor mximo de 16.000 aos luz, siendo el grosor medio de unos 6000 aos luz.

Todas las estrellas y la materia interestelar que contiene laVa Lctea, tanto en el ncleo central como en los brazos, estn situadas dentro de un disco de 100000 aos luz de dimetro, que gira sobre su eje a una velocidad lineal superior a los 216km/s.33

Las constelaciones[editar]

Artculo principal:Constelacin

Tan slo 3 galaxias distintas a la nuestra son visibles a simple vista. Tenemos laGalaxia de Andrmeda, visible desde el Hemisferio Norte; laGran Nube de Magallanes, y laPequea Nube de Magallanes, en el Hemisferio Sur celeste. El resto de las galaxias no son visibles al ojo desnudo sin ayuda de instrumentos. S que lo son, en cambio, las estrellas que forman parte de laVa Lctea. Estas estrellas dibujan a menudo en el cielo figuras reconocibles, que han recibido diversos nombres en relacin con su aspecto. Estos grupos de estrellas de perfil identificable se conocen con el nombre deconstelaciones. LaUnin Astronmica Internacionalagrup oficialmente las estrellas visibles en 88 constelaciones, algunas de ellas muy extensas, comoHidrao laOsa Mayor, y otras muy pequeas comoFlechayTringulo.

Las estrellas[editar]

Artculo principal:Estrella

Son los elementos constitutivos ms destacados de lasgalaxias. Las estrellas son enormes esferas de gas que brillan debido a sus gigantescas reacciones nucleares. Cuando debido a la fuerza gravitatoria, la presin y la temperatura del interior de una estrella es suficientemente intensa, se inicia lafusin nuclearde sus tomos, y comienzan a emitir una luz roja oscura, que despus se mueve hacia el estado superior, que es en el que est nuestro Sol, para posteriormente, al modificarse las reacciones nucleares interiores, dilatarse y finalmente enfriarse.

Al acabarse el hidrgeno, se originan reacciones nucleares de elementos ms pesados, ms energticas, que convierten la estrella en una gigante roja. Con el tiempo, sta vuelve inestable, a la vez que lanza hacia el espacio exterior la mayor parte del material estelar. Este proceso puede durar 100 millones de aos, hasta que se agota toda la energa nuclear, y la estrella se contrae por efecto de la gravedad hasta hacerse pequea y densa, en la forma de enana blanca, azul o marrn. Si la estrella inicial es varias veces ms masiva que elSol, su ciclo puede ser diferente, y en lugar de una gigante, puede convertirse en una supergigante y acabar su vida con una explosin denominadasupernova. Estas estrellas pueden acabar comoestrellas de neutrones. Tamaos an mayores de estrellas pueden consumir todo su combustible muy rpidamente, transformndose en una entidad supermasiva llamadaagujero negro.

LosPlsaresson fuentes de ondas de radio que emiten con periodos regulares. La palabra Plsar significapulsating radio source(fuente de radio pulsante). Se detectan medianteradiotelescopiosy se requieren relojes de extraordinaria precisin para detectar sus cambios de ritmo. Los estudios indican que un plsar es unaestrella de neutronespequea que gira a gran velocidad. El ms conocido est en laNebulosa del Cangrejo. Su densidad es tan grande que una muestra de cusar del tamao de una bola de bolgrafo tendra una masa de cerca de 100.000 toneladas. Su campo magntico, muy intenso, se concentra en un espacio reducido. Esto lo acelera y lo hace emitir gran cantidad de energa en haces de radiacin que aqu recibimos como ondas de radio.

La palabraCusares un acrnimo dequasi stellar radio source(fuentes de radio casi estelares). Se identificaron en la dcada de 1950. Ms tarde se vio que mostraban un desplazamiento al rojo ms grande que cualquier otro objeto conocido. La causa era elEfecto Doppler, que mueve el espectro hacia el rojo cuando los objetos se alejan. El primer Cusar estudiado, denominado 3C 273, est a 1.500 millones de aos luz de la Tierra. A partir de 1980 se han identificado miles de cusares, algunos alejndose de nosotros a velocidades del 90% de la de la luz.

Se han descubierto cusares a 12.000 millones de aos luz de la Tierra; prcticamente la edad del Universo. A pesar de las enormes distancias, la energa que llega en algunos casos es muy grande, equivalente la recibida desde miles de galaxias: como ejemplo, el s50014+81 es unas 60.000 veces ms brillante que toda laVa Lctea.

Los planetas[editar]

Artculo principal:Planeta

Los planetas son cuerpos que giran en torno a una estrella y que, segn la definicin de laUnin Astronmica Internacional, deben cumplir adems la condicin de haber limpiado su rbita de otros cuerpos rocosos importantes, y de tener suficiente masa como para que su fuerza de gravedad genere un cuerpo esfrico. En el caso de cuerpos que orbitan alrededor de una estrella que no cumplan estas caractersticas, se habla deplanetas enanos,planetesimales, oasteroides. En nuestroSistema Solarhay 8 planetas:Mercurio,Venus,Tierra,Marte,Jpiter,Saturno,UranoyNeptuno, considerndose desde 2006 aPlutncomo unplaneta enano. A finales de 2009, fuera de nuestro Sistema Solar se han detectado ms de 400planetas extrasolares, pero los avances tecnolgicos estn permitiendo que este nmero crezca a buen ritmo.

Los satlites[editar]

Artculo principal:Satlite natural

Los satlites naturales son astros que giran alrededor de los planetas. El nico satlite natural de laTierraes laLuna, que es tambin el satlite ms cercano alsol. A continuacin se enumeran los principales satlites de los planetas del sistema solar (se incluye en el listado aPlutn, considerado por laUAIcomo unplaneta enano).

Tierra: 1 satlite Luna

Marte: 2 satlites Fobos,Deimos

Jpiter: 63 satlites Metis,Adrastea,Amaltea,Tebe,o,Europa,Ganimedes,Calisto,Leda,Himalia,Lisitea,Elara,Anank,Carm,Pasfae,Sinope...

Saturno: 59 satlites Pan,Atlas,Prometeo,Pandora,Epimeteo,Jano,Mimas,Enclado,Tetis,Telesto,Calipso,Dione,Helena,Rea,Titn,Hiperin,Jpeto,Febe...

Urano: 15 satlites Cordelia,Ofelia,Bianca,Crsida,Desdmona,Julieta,Porcia,Rosalinda,Belinda,Puck,Miranda,Ariel,Umbriel,Titania,Obern.

Neptuno: 8 satlites Nyade,Talasa,Despina,Galatea,Larisa,Proteo,Tritn,Nereida

Plutn: 5 satlites Caronte,Nix,Hidra,CerberoyEstigia

Asteroides y cometas[editar]

Artculos principales:AsteroideyCometa.

En aquellas zonas de la rbita de una estrella en las que, por diversos motivos, no se ha producido la agrupacin de la materia inicial en un nico cuerpo dominante oplaneta, aparecen los discos deasteroides: objetos rocosos de muy diversos tamaos que orbitan en grandes cantidades en torno a la estrella, chocando eventualmente entre s. Cuando las rocas tienen dimetros inferiores a 50m se denominanmeteoroides. A consecuencia de las colisiones, algunos asteroides pueden variar sus rbitas, adoptando trayectorias muy excntricas que peridicamente les acercan la estrella. Cuando la composicin de estas rocas es rica en agua u otros elementos voltiles, el acercamiento a la estrella y su consecuente aumento de temperatura origina que parte de su masa se evapore y sea arrastrada por elviento solar, creando una larga cola de material brillante a medida que la roca se acerca a la estrella. Estos objetos se denominancometas. En nuestro sistema solar hay dos grandes discos de asteroides: uno situado entre las rbitas deMarteyJpiter, denominado elCinturn de asteroides, y otro mucho ms tenue y disperso en los lmites del sistema solar, a aproximadamente unao luzde distancia, denominadoNube de Oort.

Indicios de un comienzo[editar]

Lateora general de la relatividad, que publicAlbert Einsteinen1916, implicaba que el cosmos se hallaba en expansin o en contraccin. Pero este concepto era totalmente opuesto a la nocin de un universo esttico, aceptada entonces hasta por el propio Einstein. De ah que ste incluyera en sus clculos lo que denomin constante cosmolgica, ajuste mediante el cual intentaba conciliar su teora con la idea aceptada de un universo esttico e inmutable. Sin embargo, ciertos descubrimientos que se sucedieron en los aos veinte llevaron a Einstein a decir que el ajuste que haba efectuado a su teora de la relatividad era el mayor error de su vida. Dichos descubrimientos se realizaron gracias a la instalacin de un enormetelescopiode 254 centmetros en elmonte Wilson(California). Las observaciones formuladas en los aos veinte con la ayuda de este instrumento demostraron que el universo se halla en expansin.

Hasta entonces, los mayores telescopios solo permitan identificar lasestrellasde nuestragalaxia, laVa Lctea, y aunque se vean borrones luminosos, llamados nebulosas, por lo general se tomaban por remolinos de gas existentes en nuestra galaxia. Gracias a la mayor potencia deltelescopiodelmonte Wilson,Edwin Hubblelogr distinguir estrellas en aquellasnebulosas. Finalmente se descubri que los borrones eran lo mismo que laVa Lctea:galaxias. Hoy se cree que hay entre 50.000 y 125.000 millones de galaxias, cada una con cientos de miles de millones de estrellas.

A finales de los aos veinte, Hubble tambin descubri que las galaxias se alejan de nosotros, y que lo hacen ms velozmente cuanto ms lejos se hallan. Losastrnomoscalculan la tasa de recesin de las galaxias mediante elespectrgrafo, instrumento que mide el espectro de la luz procedente de los astros. Para ello, dirigen laluzque proviene de estrellas lejanas hacia unprisma, que la descompone en los colores que la integran.

La luz de un objeto es rojiza (fenmeno llamadocorrimiento al rojo) si este se aleja del observador, yazulada(corrimiento al azul) si se le aproxima. Cabe destacar que, salvo en el caso de algunas galaxias cercanas, todas las galaxias conocidas tienen lneas espectrales desplazadas hacia elrojo. De ah infieren los cientficos que el universo se expande de forma ordenada. La tasa de dicha expansin se determina midiendo el grado de desplazamiento al rojo. Qu conclusin se ha extrado de la expansin del cosmos? Pues bien, un cientfico invit al pblico a analizar el proceso a la inversa como una pelcula de la expansin proyectada en retroceso a fin de observar la historia primitiva del universo. Visto as, el cosmos parecera estar en recesin o contraccin, en vez de en expansin y retornara finalmente a un nico punto de origen.

El famoso fsicoStephen Hawkingconcluy lo siguiente en su libroAgujeros negros y pequeos universos(y otros ensayos), editado en 1993: Lacienciapodra afirmar que el universo tena que haber conocido un comienzo. Pero hace aos, muchos expertos rechazaban que el universo hubiese tenido principio. El famoso cientficoFred Hoyleno aceptaba que el cosmos hubiera surgido mediante lo que llam burlonamente a big bang (una gran explosin). Uno de los argumentos que esgrima era que, de haber existido un comienzo tan dinmico, deberan conservarse residuos de aquel acontecimiento en algn lugar del universo: tendra que haberradiacin fsil, por as decirlo; una leveluminiscencia residual.

El diarioThe New York Times(8 de marzo de 1998) indic que hacia 1965 los astrnomosArno PenziasyRobert Wilsondescubrieron la omnipresenteradiacin de fondo: el destello residual de laexplosin primigenia. El artculo aadi: Todo indicaba que la teora [de la gran explosin] haba triunfado.

Pero en los aos posteriores al hallazgo se formul esta objecin: Si el modelo de la gran explosin era correcto, por qu no se haban detectado leves irregularidades en la radiacin? (La formacin de las galaxias habra requerido un universo que contase con zonas ms fras y densas que permitieran la fusin de la materia.) En efecto, los experimentos realizados por Penzias y Wilson desde la superficie terrestre no revelaban tales irregularidades.

Por esta razn, laNASAlanz en noviembre de 1989 el satliteCOBE(siglas de Explorador del Fondo Csmico, en ingls), cuyos descubrimientos se calificaron de cruciales. Lasondasque detect suradimetro diferencial de microondascorrespondan a las fluctuaciones que dejaron su impronta en el cosmos y que hace miles de millones de aos llevaron a la formacin de las galaxias.

Otros trminos[editar]