Cosmología.
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COSMOLOGÍA Somos polvo de estrellas que piensa acerca de las estrellas . - Carl Sagan
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COSMOLOGÍA
Somos polvo de estrellas que piensa acerca de las estrellas
.
- Carl Sagan
Es la rama de la astrofísica, que estudia la
estructura a gran escala y la dinámica del
Universo.
En particular, trata de responder las preguntas
acerca del origen, la evolución y el destino del
Universo
TEORÍA DEL BIG BANG
Sabías qué?: La antigüedad del Universo está cifrada en unos
13,7 mil millones de años, según las estimaciones más recientes.
El primero en señalar esta posibilidad, en 1922, fue el
matemático ruso Alexander Alexandrovich Friedmann.
En 1927, el astrónomo belga Georges Lemaître elaboró sin
conocer los trabajos de Friedmann un esquema similar del cosmos
en expansión.
Fue el físico ruso-norteamericano George Gamow quien, en los
años 1930 y 1940, popularizó esta teoría a la que denominó Big
Bang.
HISTORIA ACERCA DE LA TEORIA
Se considera igualmente que el Universo comenzó
como un gas muy tenue que se contrajo súbitamente
tras un colapso gravitatorio en un Huevo Cósmico,
siendo instantáneamente seguido de la explosión que
entendemos como Big Bang.
Partiendo de esta consideración expansiva del
Universo, dentro de lo que se entiende como teoría del
Bing Bang, caben dos posibilidades:
Universo Abierto:
Según la cual el Universo continuará expandiéndose
para siempre, haciéndose cada vez más y más tenue,
con una densidad conjunta cada vez más y más
pequeña, hasta acercarse a un vacío absoluto.
Universo Cerrado:
En virtud de la cual la gravedad sería lo suficientemente fuerte,
dependiendo de la cantidad de materia del Universo, como para
desacelerar el proceso expansivo, llevando el índice de recesión
de las galaxias hasta cero. Momento a partir del cual se
impondría una contracción que llevaría al Universo a un
implosivo colapso Big Crunch y desapareciendo en la nada.
Sucediéndose de otra fase expansiva, y así indefinidamente en
una interminable serie de oscilaciones.
Siguiendo con la teoría del Big Bang, en el nacimiento del
espacio, seguidamente el tiempo, la energía y la materia,
podemos distinguir las siguientes fases de desarrollo:
Intervalo de 10-43 segundos o Tiempo de Planck:
Toda la masa y energía del Universo se hallaba
comprimida en una masa ardiente de densidad
inimaginable. Ocupaba un espacio 10-20 veces menor
que un núcleo atómico. Las cuatro fuerzas básicas
(gravitación, electromagnetismo y fuerzas nucleares
fuerte y débil) se hallaban unificadas.
A los 10-35 segundos comenzó la Era de la Inflacción:
Un período caracterizado por un fantástico aumento de tamaño y
por una caída drástica de la temperatura (cayó a 1028 º K).
El Universo se hinchó hasta alcanzar 1050 veces sus dimensiones
originales. Comienza la separación de la fuerza nuclear fuerte y la
electro-débil (formada por la fuerza electromagnética y la nuclear
débil).
En la Era Leptónica (la primera millonésima de segundo ):
En la que se crean las primeras partículas constitutivas de la materia. El universo material emergió de un estallido a la temperatura de1027 º K, para descender a los 1014 º K.
Aparecen las partículas elementales: los quarks, leptones (electrones, neutrinos...), mesones (constituidos por pares de quarks) y los hadrones (protones y neutrones, constituidos por tríos de quarks).
M ODE LO E IN STE I N - DE S I TTE R
Willem de Sitter
Astrónomo holandés que desarrolló un modelo cosmológico conforme a la teoría de la relatividad de Einstein, conocido como modelo de Einstein-de Sitter.
Estudió matemáticas en la Universidad Estatal de Groninga, en cuyo observatorio se aficionó a la astronomía. en el observatorio de Groninga, donde realizó observaciones sobre los satélites de Júpiter, cuya masa calculó a partir de sus órbitas
Modelo
El Universo de Einstein-de Sitter es un caso particularmente
sencillo de un universo de materia fría no relativista donde
la tendencia a la expansión y la atracción gravitatoria están
en un punto crítico, de tal manera que la energía total es
cero.
Aunque actualmente este modelo está prácticamente
descartado por las observaciones, su manipulación
matemática es de tal simplicidad que nos sirve como
ejercicio para entender cómo se relacionan los distintos
parámetros en cosmología.
En las condiciones de expansión crítica, la ecuación de Friedman se convierte en:
v2 = H2 a2 =(da/dt)2 = 8/3 p G rcrit a2
Donde hemos utilizado la relación velocidad-distancia de la forma
v = (da/dt) = H a
Por supuesto, se tiene que cumplir para cualquier tiempo, y en particular en el momento actual t0 obtenemos:
H02 = 8/3 p G rcrit
Donde rcrit es la denominada densidad crítica
rcrit = 3 H02 / (8 p G) = 1.879 h2 10-29 g/cm3
donde se suele hacer h = H0 /100.
En un universo de Einstein-deSitter tenemos una ecuación de estado de tipo m.
Por tanto, la masa dentro de un volumen determinado permanece constante.
Como la densidad es inversamente proporcial al volumen, que a su vez es proporcional al cubo del parámetro de expansión a3 , satisface para un parámetro de expansión proporcional a t2/3, y por tanto:
a(t0)/a(t) = (t0 / t)2/3 = 1+ z
donde z es el desplazamiento al rojo y t0 es el tiempo transcurrido desde el Big Bang como medido por el observador.
MATERIA OSCURA
No todo lo que existe en el universo es visible.
Los astrónomos pueden ver todos los objetos astronómicos que
emiten luz o cualquier otro tipo de radiación electromagnética.
Sabemos que existen objetos que no se pueden ver directamente.
• Planetas en otras estrellas • Estrellas enanas marrón • Agujeros negros • Polvo intergaláctico
¿Cómo sabemos que en el universo debe existir materia oscura?
Las estrellas en algunas galaxias espirales giran muy
rápidamente.
Según las leyes de la mecánica de Newton, la
velocidad de una estrella a lo largo de su órbita
depende de la masa de la galaxia contenida dentro
de la órbita de la estrella.
Sin embargo la masa visible es mucho menor que lo
esperado.
No se ve la materia faltante pero ahí esta
¿Donde esta?
Cuando un astrónomo observa una estrella dando
vueltas en torno a un punto, es posible calcular la
masa concentrada en ese punto simplemente
midiendo la velocidad y el radio de la órbita de la
estrella.
De esta forma se han detectado sistemas de
estrellas (o gas) en rotación tan veloz y en un
radio tan pequeño, que no queda otra explicación
posible a la de admitir que debe existir un agujero
en ese punto.
Mayor cantidad de materia oscura
Fuertes argumentos teóricos de un universo dominado por materia oscura.
Argumentos se basan en el llamado modelo inflacionario según el cual el universo sufrió un período de crecimiento acelerado a los pocos instantes después del Big Bang.
Esta teoría predice que el universo estaría dominado por materia oscura: 99% de la materia que forma el universo no es visible.
A G U J E R O N E G R O
Región del cosmos, con tanta masa concentrada en un punto que
ningún objeto, ni siquiera la luz, puede escapar de su atracción.
La importante para la formación de un agujero negro es que
alcance a concentrar una cierta cantidad de masa dentro de un
cierto radio.
Ej. La Masa de la tierra concentrada dentro de una esfera de
radio 9 milímetros.
El Sol se convertiría en un agujero negro si toda su masa se
concentra dentro de una esfera de radio 3 kilómetros.
Quásares
Son Los objetos celestes más brillantes que se han llegado a observar (Núcleos Galácticos Activos o AGN).
Estos objetos son galaxias con un agujero negro supermasivo en su centro.
La atracción gravitacional generada por este agujero negro es tan intensa que cualquier estrella o nube de gas que se encuentre cerca al centro de la galaxia son chupadas por el agujero negro y desaparecen para siempre.
¿Cómo se puede formar un agujero negro?
El mecanismo para formar un agujero negro es cuando las capas superiores de una estrella de gran masa explotan mientras que el núcleo de la estrella implota (es decir se contrae rápidamente). Esto es justamente lo que ocurre cuando el material fusionable de una estrella es consumido totalmente.
Al acabarse la fuente de presión en la estrella (que la mantenía en equilibrio contra la gravedad) toda la masa del núcleo colapsa gravitacionalmente en su centro y así se genera un agujero negro.
DESTINO ÚLTIMO DEL UNIVERSO
Es un tema en cosmología física. Las teorías científicas
rivales predicen si el Universo tendrá duración finita o
infinita. Una vez que la noción de que el Universo
empezó con el Big Bang se hizo popular entre los
científicos, el destino final del Universo se convirtió en
una pregunta cosmológica válida, dependiendo de
la densidad media del Universo y la tasa de expansión.
El Universo está actualmente en expansión.
Según las teorías cosmológicas actuales, la
cantidad de materia que hay en el Universo
es la que decidirá el futuro del mismo.
Se tiene una idea bastante aproximada de la
cantidad de materia visible que existe, pero
no de la cantidad de materia oscura,
dependiendo entonces de ésta el futuro del
Universo.
La exploración científica teórica del destino final del
Universo se hizo posible con la teoría de la relatividad
general formulada por Albert Einstein.
La Relatividad General se puede emplear para
describir el Universo con la mayor escala posible.
Hay muchas soluciones posibles a las ecuaciones de
la relatividad general y cada solución implica un
posible destino final del Universo.
Alexander Friedmann propuso una solución estas
ecuaciones implican que el Universo ha estado
expandiéndose desde una singularidad inicial( Big Bang).
Así como también depende mucho de la forma global del
mismo ya sea un Universo Plano, Cerrado O Abierto
Teorías sobre el final del Universo
El destino del Universo viene dado por la densidad
del Universo. Las pruebas hasta la fecha, basadas en
las medidas de la tasa de expansión y de la
densidad, indican que el Universo no se colapsará.
Big Freeze
Este escenario es considerado como el más probable y
ocurrirá si el Universo continúa en expansión como
hasta ahora.
En un billón de años, las estrellas existentes se
apagarán y la mayor parte del Universo se volverá
oscuro.
El escenario nos habla de una expansión continúa
indefinidamente en un Universo que es demasiado frío
para tener vida.
Podría ocurrir bajo una geometría plana o hiperbólica.
Big Rip
En un Universo abierto, la relatividad general predice que el
Universo tendrá una existencia indefinida, pero con un
estado donde la vida que se conoce no puede existir.
Bajo este escenario, la energía oscura causa que la tasa de
expansión del Universo se acelere al extremo, una
aceleración de la expansión eterna significa que toda la
materia del Universo y eventualmente las formas de vida, no
importa cuanto de pequeñas sean, se disgregarán en
partículas elementales desligadas.
El estado final del Universo es una singularidad, ya que la
tasa de expansión es infinita.
El Big Crunch.
El Big Bang empezó una expansión cosmológica, esta teoría
postula que la densidad media del Universo es suficiente para
parar su expansión y empezar la contracción.
El resultado final es desconocido; una simple extrapolación sería
que toda la materia y el espacio-tiempo en el Universo se
colapsaría en una singularidad espaciotemporal adimensional,
pero a estas escalas se desconocen los efectos cuánticos
necesarios para ser considerados.
Este escenario permite que el Big Bang esté precedido
inmediatamente por el Big Crunch de un Universo precedente.
Si esto ocurre repetidamente, se tiene un universo oscilante.
El Universo podría consistir en una secuencia infinita de Universos finitos, cada Universo finito terminando con un Big Crunch que es también el Big Bang del siguiente Universo.
Teóricamente, el Universo oscilante no podría reconciliarse con la segunda ley de la termodinámica: la entropía aumentaría de oscilación en oscilación y causaría la muerte caliente.
Otras medidas sugieren que el Universo no es
cerrado. Estos argumentos indujeron a los
cosmólogos a abandonar el modelo del Universo
oscilante. Una idea similar es adoptada por el
modelo cíclico, pero esta idea evade la muerte
caliente porque de una expansión de branas se
diluye la entropía acumulada en el ciclo anterior.
Multiverso
El multiverso (conjunto de Universos paralelos) es
un escenario en el que aunque el Universo puede
ser de duración finita, es un Universo entre muchos.
Además, la física del multiverso podría permitirles
existir indefinidamente. En particular, otros
Universos podrían ser objeto de leyes físicas
diferentes de las que se aplican en el Universo
conocido.
Niveles indefinidos
El modelo cosmológico multi-nivel postula la
existencia de niveles indefinidos del Universo.
Mientras la existencia de nuestro nivel del Universo es
finita, hay un número indefinido de niveles del
Universo cada uno con su principio y su fin, pero el
completo tiene una existencia infinita.
Integrantes:
Samael Arriaga
Héctor Ibarra
Eduardo Ramos
Iván Velázquez
Fuentes Consultadas
Espinoso (http://goo.gl/HE1M7)
Astronomía (http://goo.gl/PtFYO)
Ldi (http://goo.gl/wAAjR)
Astroverada (http://goo.gl/NV0Tq)
Blog (http://goo.gl/2EluR)
Wikipedia (http://goo.gl/f19Bf)
