Imágenes de cosmologia

Big bang

A pesar de que el modelo del Big Bang o «La Gran Explosión», es un modelo teórico observacionalmente bastante robusto y ampliamente aceptado entre la comunidad científica, hay algunos aspectos que todavía quedan por resolver:

• Se desconoce qué ocurrió en los primeros instantes tras el Big Bang. La respuesta se busca mediante el estudio del universo temprano, una de cuyas metas es encontrar la explicación a una posible unificación de las cuatro fuerzas fundamentales (fuerte, débil, electromagnética y gravitacional).
• No existe un modelo definitivo de la formación de las estructuras actuales, a partir del Big Bang. La respuesta se busca mediante el estudio de la formación y evolución de las galaxias y la inflación cósmica.
• Queda por saber a qué se debe el hecho de que el universo se expanda con aceleración (Véase Aceleración de la expansión del universo).
• No se sabe cuál es el destino final del universo.
• Se desconoce en su mayor parte la naturaleza de la materia oscura y la energía oscura.

• En el momento después del Big Bang las partículas elementales aparecieron, los quarks arriba en los protones y los quarks abajo en los neutrones, y no se conoce la proporción entre protones y neutrones, estas partículas están hechas por dos quarks con la misma carga eléctrica, no se habrían podido unir gracias a la interacción electromagnética, es inútil recurrir a la interacción nuclear fuerte, pues ésta solo tiene un alcance del tamaño máximo de un núcleo atómico y además porque la interacción electromagnética tiene un alcance gigantesco y si el universo se agrandó en un solo segundo cien octillones de veces, en este brevísimo lapso de tiempo la interacción nuclear fuerte no podría unir la casi totalidad (si no es la totalidad) de los quarks.

Cosmologia actual

El universo en expansión.

El Universo y sus astros siempre han ejercido una fascinación que ha cautivado al espíritu humano. Desde tiempos inmemoriales el hombre ha ansiado conocer el origen y la estructura del Universo; hoy, además, desearíamos saber cuál será su destino final. 

Durante milenios la humanidad creyó que el Universo era eterno, esférico y de un tamaño muy reducido, en comparación con las dimensiones actualmente conocidas. A principios del siglo XX se produjo un cambio cualitativo en el campo de las concepciones cosmológicas. A partir de los trabajos publicados en 1917 Einstein propuso una imagen del Universo que se caracterizaba por ser esférico y estar en equilibrio. Teóricamente la fuerza de atracción gravitacional, después de miles de millones de años de existencia, debería de haber colapsado el Universo. Pero resulta evidente que esto no ha sucedido. Según el físico alemán el Universo no se colapsa porque existe una fuerza de repulsión que contrarresta los efectos de la atracción gravitatoria y hace que permanezca en equilibrio. Einstein denominó a dicha fuerza que equilibraba el Universo: constante cosmológica, y la representó con el término Lambda. El holandés Wilhelm De Sitter, partiendo de los trabajos de Einstein, afirmó que el Universo estaba en expansión y lo hacía de forma espiral. Por su parte, el físico ruso Alexander Friedmann, apoyándose en los estudios de los dos autores citados, sostuvo que el Universo de Einstein no era estable, sino que variaba en el tiempo, ya fuera expandiéndose o contrayéndose, en cualquier caso Lambda era un parámetro inútil.

En 1927 un sacerdote católico belga, Georges Edward Lemaître (1894-1966), partiendo de las teorías de Friedmann, propuso la hipótesis de que las galaxias procediesen de un núcleo inicial que denominó “huevo cósmico” o “átomo primigenio”. En efecto, si Friedmann tenía razón y el universo se hallaba en expansión, al recorrer el tiempo a la inversa, es decir, del presente hacia el pasado, deberíamos llegar a un instante en el que t (tiempo) fuera igual a cero (t=0). En ese momento toda la materia del Universo estaría concentrada en un punto del espacio-tiempo denominado singularidad cósmica o singularidad del Big-bang. En un volumen mínimo, se concentraría toda la masa del Universo, lo que significa que tanto su densidad como su temperatura serían descomunales.

Hasta principios de los años treinta todo esto no era más que pura teoría, no existía ningún indicio experimental que avalara estas hipótesis. Pero fue por esas fechas cuando el astrónomo norteamericano Edwin Hubble (1889-1953) comenzó a publicar los resultados de sus trabajos experimentales llevados a cabo la década anterior. Hubble analizó la luz procedente de las galaxias y llegó a la conclusión de que las que se hallaban más lejos de nosotros sufrían en el espectroscopio un “corrimiento hacia el rojo” más acelerado que las que estaban más cerca. Esto significaba que cuanto más distante de nosotros se hallase una galaxia a mayor velocidad se iba alejando. Por primera vez se tenía una muestra experimental a favor de la expansión del Universo ¹ .

En 1948 George Gamow, Ralph Alpher y Robert Hermann, hicieron pública una reformulación de la teoría de Lemaître, destacando el hecho de que predecían teóricamente la existencia de unaradiación cósmica de fondo (RCF) fruto de la explosión inicial, algo así como el eco de la gran explosión. Pero la teoría del Big-bang, continuaba siendo demasiado hipotética y, además, no lograba resolver serias dificultades, tales como la datación de la antigüedad del Universo cuyos cálculos arrojaban resultados a todas luces imposibles, pues le daban al Universo una edad inferior a la del sistema solar ² ; además, sólo se hallaba una explicación correcta para la formación del hidrógeno y del helio, pero no para la de los restantes elementos químicos por entonces conocidos.

- El Universo estable.

En 1948 Hermann Bondi y Thomas Gold, con la posterior incorporación de Fred Hoyle ³ , propusieron una teoría cosmológica alternativa a la del Big-bang. Según estos autores el Universo estaba en expansión, pero no tenía ningún origen en el tiempo. No existía ningún instante t=0. El Universo era eterno y, aunque se hallaba en expansión, siempre había permanecido igual, fuera cual fuera la región del espacio que observáramos. Esto era así porque se creaba materia continuamente, de manera que la nueva materia creada iba ocupando el espacio dejado por las galaxias en expansión. Esta propuesta recibió el nombre de “Teoría del Estado estacionario” (Steady State) y afirma la existencia de un Universo homogéneo eisótropo, es decir, que tiene el mismo aspecto sea cual sea la región del espacio que observemos y el tiempo (momento) en el que lo hagamos. Estas dos características, homogeneidad e isotropía, son conocidas con el nombre dePrincipio cosmológico perfecto. La Teoría del Estado estacionario rechazaba totalmente la hipótesis de que existiera una RCF, puesto que, según ellos, no había habido ninguna explosión inicial, lo que significaba que en caso de descubrirse su existencia esta teoría se vería seriamente comprometida.

Es muy importante subrayar que los motivos ideológicos no estuvieron ausentes en la formulación de esta teoría. En efecto, la hipótesis del Big-bang parecía implicar la existencia de un Creador que debería ser el autor delátomo primigenio que al explotar daría lugar a nuestro Universo. La teoría del Estado estacionario prescindía de un Creador porque no había ningún instante inicial a partir del cual surgiera todo. El Universo simplemente era eterno; o lo que es lo mismo, por decirlo con una expresión de Stephen Hawking: carecería de borde en el tiempo.

Cosmologia

Es el estudio del universo en su conjunto, en el que se incluyen teorías sobre su origen, su evolución, su estructura a gran escala y su futuro.
Albert Einstein formula la teoría general de la relatividad, que será la teoría marco de los modelos matemáticos del universo. Al mismo tiempo formula el primer modelo matemático del universo conocido como universo estático donde introduce la famosa constante cosmológica y la hipótesis conocida como principio cosmológico, que establece que el universo es homogéneo e isótropo a gran escala, lo que significa que tiene la misma apariencia general observado desde cualquier lugar.

Se entiende por cosmología alternativa todas aquellas teorías, modelos o ideas cosmológicas que contradicen el modelo estándar de cosmología:

• Cosmología de plasma: Ambiplasma
• Teoría del Estado Estacionario
• Expansión cósmica en escala de C. Johan Masreliez
• MOND de Mordehai Milgrom

La Cosmología se ocupa científicamente de aspectos como la composición del Universo, su estructura, forma, origen, evolución y destino final. Para ello, se sirve de la observación astronómica y el conocimiento científico. Otras ciencias como la Astronomía, la Física y las Matemáticas son de gran utilidad para la Cosmología. Los avances tecnológicos son fundamentales en el desarrollo de la Cosmología moderna.

La Cosmología moderna

La Cosmología moderna comienza hacia el año 1700. Entonces se plantea la idea de que todas las estrellas de la Vía Láctea forman una agrupación en medio de un Universo mucho mayor. Antes, se creía que nuestra galaxia era todo el Universo.

En el s. XX la Cosmología está marcada por dos grandes avances: la teoría de la relatividad de Einstein, y la teoría inflacionaria. La relatividad unifica el espacio, el tiempo y la gravedad, y cambia la visión del tejido del Universo. La teoría inflacionaria plantea que el espacio se expandió rapidísimamente después del Big Bang.

Hoy, el estudio de la Cosmología se centra en la Física de Partículas. El principal instrumento de la Cosmología actual no son los telescopios, sino los grandes aceleradores de partículas. Buscan partículas que ayuden a resolver misterios como la composición de la materia oscura, qué pasó en los primeros momentos del Universo, o si existen otras dimensiones que no vemos.

Luna

La Luna es el único satélite natural de la Tierra. Con un diámetro de 3476 km es el quinto satélite más grande del Sistema Solar, mientras que en cuanto al tamaño proporcional respecto de su planeta es el satélite más grande: un cuarto del diámetro de la Tierra y 1/81 de su masa. Después de Ío, es además el segundo satélite más denso. Se encuentra en relación síncrona con la Tierra, siempre mostrando la misma cara hacia el planeta. El hemisferio visible está marcado con oscuros mares lunares de origen volcánico entre las brillantes montañas antiguas y los destacados astroblemas. A pesar de ser en apariencia el objeto más brillante en el cielo después del Sol, su superficie es en realidad muy oscura, con una reflexión similar a la del carbón. Su prominencia en el cielo y su ciclo regular de fases han hecho de la Luna un objeto con importante influencia cultural desde la antigüedad tanto en el lenguaje, como en el calendario, el arte o la mitología. La influencia gravitatoria de la Luna produce las mareas y el aumento de la duración del día. La distancia orbital de la Luna, cerca de treinta veces el diámetro de la Tierra, hace que se vea en el cielo con el mismo tamaño que el Sol y permite que la Luna cubra exactamente al Sol en los eclipses solares totales.

La Luna es el único cuerpo celeste en el que el ser humano ha realizado un descenso tripulado. Aunque el programa Luna de la Unión Soviética fue el primero en alcanzar la Luna con una nave espacial no tripulada, el programa Apolo de Estados Unidos consiguió las únicas misiones tripuladas hasta la fecha.

La Luna es excepcionalmente grande en comparación con su planeta la Tierra: un cuarto del diámetro del planeta y 1/81 de su masa. Es el satélite más grande del Sistema Solar en relación al tamaño de su planeta (aunque Caronte es más grande en relación al planeta enano Plutón). La superficie de la Luna es menos de una décima parte de la de la Tierra, lo que representa cerca de un cuarto del área continental de la Tierra. Sin embargo, la Tierra y la Luna siguen siendo consideradas un sistema planeta-satélite, en lugar de un sistema doble planetario, ya que su baricentro, está ubicado cerca de 1700 km (aproximadamente un cuarto del radio de la Tierra) bajo la superficie de la Tierra.

La hipótesis general hoy en día es que el sistema Tierra-Luna se formó como resultado de un gran impacto: un cuerpo celeste del tamaño de Marte colisionó con la joven Tierra, volando material en órbita alrededor de esta, que se fusionó para formar la Luna.Se cree que impactos gigantescos eran comunes en el Sistema Solar primitivo. Los modelados de un gran impacto a través de simulaciones computacionales concuerdan con las mediciones del momento angular del sistema Tierra-Luna, y el pequeño tamaño del núcleo lunar; a su vez demuestran que la mayor parte de la Luna proviene del impacto, no de la joven Tierra. Sin embargo, meteoritos demuestran que las composiciones isotópicas del oxígeno y el tungsteno de otros cuerpos del Sistema Solar interior tales como Marte y (4) Vesta son muy distintas a las de la Tierra, mientras que la Tierra y la Luna poseen composiciones isotópicas prácticamente idénticas. El mezclado de material evaporado posterior al impacto entre la Tierra y la Luna pudo haber equiparado las composiciones, aunque esto es debatido.

Distancia a la Luna

En astronomía, una distancia lunar (LD) es la medida de la distancia desde la Tierra a la Luna. La distancia media entre la Tierra y la Luna es 384.400 kilómetros (238,855 millas). La distancia real varía a lo largo de la órbita de la luna.

Se realizan mediciones de alta precisión de la distancia a la luna midiendo el tiempo que tarda la luz en viajar entre estaciones LIDAR en la Tierra aretrorreflectores colocados en la Luna.

La Luna se aleja de la Tierra a una tasa promedio de 3,8 cm por año, como lo detectó el experimento de medición lunar láser. La tasa de la recesión se considera anormalmente alta. Por coincidencia, la diagonal de los cubos de los retrorreflectores en la Luna también es de 3,8 cm.La primera persona que midió la distancia a la Luna fue el astrónomo y geógrafo Hiparco, siglo II a.C., utilizando trigonometría sencilla. 

La galaxia de la via lactea

La Galaxia de la Vía Láctea o simplemente Vía Láctea es la galaxia espiral en la que se encuentra el Sistema Solar y, por ello, la Tierra. Según las observaciones, posee una masa de 10¹² masas solares y es una espiral barrada; con un diámetro medio de unos 100.000 años luz, estos son aproximadamente 1 trillón de km, se calcula que contiene entre 200 mil millones y 400 mil millones de estrellas. La distancia desde el Sol hasta el centro de la galaxia es de alrededor de 27.700 años luz (8.500 pc, es decir, el 55 por ciento del radio total galáctico). La Vía Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias llamado Grupo Local, y es la segunda más grande y brillante tras la Galaxia de Andrómeda (aunque puede ser la más masiva, al mostrar un estudio reciente que nuestra galaxia es un 50% más masiva de lo que se creía anteriormente.² ).

El nombre Vía Láctea proviene de la mitología griega y en latín significa camino de leche. Esa es, en efecto, la apariencia de la banda de luz que rodea el firmamento, y así lo afirma la mitología griega, explicando que se trata de leche derramada del pecho de la diosa Hera. (Rubens representó la leyenda en su obra El nacimiento de la Vía Láctea). Sin embargo, ya en la Antigua Grecia un astrónomo sugirió que aquel haz blanco en el cielo era en realidad un conglomerado de muchísimas estrellas. Se trata de Demócrito (460 a. C. - 370 a. C.), quien sostuvo que dichas estrellas eran demasiado tenues individualmente para ser reconocidas a simple vista. Su idea, no obstante, no halló respaldo, y tan sólo hacia el año 1609 d. C., el astrónomo Galileo Galilei haría uso del telescopio para observar el cielo y constatar que Demócrito estaba en lo cierto, ya que adonde quiera que mirase, aquél se encontraba lleno de estrellas.

Quasares, Nebulosas, Agujeros negros

Los cuásares tienen aparentemente el mismo aspecto de una estrella; de ahí su nombre, que proviene de la contracción inglesa quasi-stellar.

En esencia, los cuásares consisten en un núcleo no resuelto y muy luminoso con fuertes líneas de emisión anchas y estrechas. En los cuásares más cercanos se observa una nubosidad difusa, revelando que este tipo de objetos no son más que núcleos de galaxias activas muy lejanas de las que únicamente somos capaces de detectar su núcleo.

Se sabe que la masa de estos objetos es muy elevada y generalmente presentan una forma estructurada.

Los cuásares visibles muestran un desplazamiento al rojo muy alto. El consenso científico dice que esto es un efecto de la expansión métrica del universo entre losquasares y la Tierra. Combinando esto con la Ley de Hubble se sabe que los quasares están muy distantes. Para ser observables a esas distancias, la energía de emisión de los quasares hace empequeñecer a casi todos los fenómenos astrofísicos conocidos en el universo, exceptuando comparativamente a eventos de duración breve como supernovas y brotes de rayos gamma. Los cuásares pueden fácilmente liberar energía a niveles iguales que la combinación de cientos de galaxias medianas. La luz producida sería equivalente a la de un billón de soles.
En un principio se supuso que los objetos casi estelares o cuásares eran agujeros blancos aunque el avance del estudio de su formación y características ha descartado tal supuesto.
En telescopios ópticos, la mayoría de los cuásares aparecen como simples puntos de luz, aunque algunos parecen ser los centros de galaxias activas. La mayoría de los quasares están demasiado lejos para ser visto por telescopios pequeños, pero el 3C 273, con una magnitud aparente de 12,9 es una excepción. A una distancia de 2.440 millones de años luz, es uno de los objetos más lejanos que se pueden observar directamente con un equipo amateur.
Algunos quasares muestran cambios rápidos de luminosidad, lo que implica que son pequeños, ya que un objeto no puede cambiar más rápido que el tiempo que tarda la luz en viajar desde un extremo al otro. El corrimiento al rojo más alto conocido de un cuásar o quasar es de 6,4.
Se cree que los quasares están alimentados por la acreción de materia de agujeros negros supermasivos en el núcleo de galaxias lejanas, convirtiéndolos en versiones muy luminosas de una clase general de objetos conocida como galaxias activas. No se conoce el mecanismo que parece explicar la emisión de la gran cantidad de energía y su variabilidad rápida. El conocimiento de los cuásares ha avanzado muy rápidamente,
 aunque no hay un consenso claro sobre sus orígenes.

Propiedades de los cuásares

Se conocen más de 200.000 cuasares y todos los espectros observados tienen un corrimiento al rojo considerable, que va desde 0,06 hasta el máximo de 6,4. Por tanto, todos los quasares se sitúan a grandes distancias de la Tierra, el más cercano a 240 Mpc (780 millones de años luz) y el más lejano a 6 Gpc (13.000 millones de años luz). La mayoría de los quasares se sitúan a más de 1 Gpc de distancia; como la luz debe tardar un tiempo muy largo en recorrer toda la distancia, los cuasares son observados cuando existieron hace mucho tiempo, y el universo como era en su pasado distante.

Aunque aparecen débiles cuando se observan por telescopios ópticos, su corrimiento al rojo alto implica que estos objetos se sitúan a grandes distancias, por lo que hace de los cuásares los objetos más luminosos en el universo conocido. El cuásar que aparece más brillante en el cielo es el 3C 273 de la constelación de Virgo. Tiene una magnitud aparente de 12,8, lo suficientemente brillante para ser observado desde un telescopio pequeño, pero su magnitud absoluta es de -26,7. A una distancia de 10 pársec (unos 33 años luz), este objeto brillaría en el cielo con mayor fuerza que el Sol. La luminosidad de este quasar es unos 2 billones (2 × 10¹²) de veces mayor que la del Sol, o cien veces más que la luz total de una galaxia media como la Vía Láctea.

Los cuásares manifiestan muchas propiedades idénticas a las de las galaxias activas: la radiación no es térmica y se ha observado que algunas tienen jets y lóbulos como las radiogalaxias. Los cuásares pueden ser observados en muchas zonas del espectro electromagnético como radiofrecuencia, infrarrojos, luz visible,ultravioletas, rayos X e incluso rayos gamma. La mayoría de los cuásares son más brillantes en el marco de referencia de ultravioleta cercano, cerca de la líneaLyman-alfa de emisión del hidrógeno de 1.216 Å o (121,6 nm), pero debido a su corrimiento al rojo, ese punto de luminosidad se observa tan lejos como 9.000 Å (900 nm) en el infrarrojo cercano.

NEBULOSAS 

Son regiones del medio interestelar constituídas por gases (principalmente hidrógeno y helio ademas de elementos químicos en forma de polvo cósmico. Tienen una importancia cosmológica notable porque muchas de ellas son los lugares donde nacen las estrellas por fenómenos de condensación y agregación de la materia; en otras ocasiones se trata de los restos de estrellas ya extintas o en extinción.

Las nebulosas asociadas con estrellas jóvenes se localizan en los discos de las galaxias espirales y en cualquier zona de las galaxias irregulares, pero no se suelen encontrar en galaxias elípticas puesto que éstas apenas poseen fenómenos de formación estelar y están dominadas por estrellas muy viejas. El caso extremo de una galaxia en la que muchas nebulosas presentan intensos episodios de formación estelar se denomina galaxia starburst.

Antes de la invención del telescopio, el término «nebulosa» se aplicaba a todos los objetos celestes de apariencia difusa. Por esta razón, a veces las galaxias (conjunto de miles de millones de estrellas, gas y polvo unidos por la gravedad) son llamadas indebidamente nebulosas; se trata de una herencia de la astronomía del siglo XIX que ha dejado su signo en el lenguaje astronómico contemporáneo.

AGUJERO NEGRO

Es una región finita del espacio en cuyo interior existe una concentración de masa lo suficientemente elevada para generar un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de ella. Sin embargo, los agujeros negros pueden ser capaces de emitir radiación, lo cual fue conjeturado por Stephen Hawkingen los años 1970. La radiación emitida por agujeros negros como Cygnus X-1 no procede del propio agujero negro sino de su disco de acreción.³

La gravedad de un agujero negro, o «curvatura del espacio-tiempo», provoca una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. Esto es previsto por las ecuaciones de campo de Einstein. El horizonte de sucesos separa la región del agujero negro del resto del universo y es la superficie límite del espacio a partir de la cual ninguna partícula puede salir, incluyendo los fotones. Dicha curvatura es estudiada por la relatividad general, la que predijo la existencia de los agujeros negros y fue su primer indicio. En los años 70, Hawking, Ellis y Penrose demostraron varios teoremas importantes sobre la ocurrencia y geometría de los agujeros negros.⁴ Previamente, en 1963, Roy Kerr había demostrado que en un espacio-tiempo de cuatro dimensiones todos los agujeros negros debían tener una geometría cuasi-esférica determinada por tres parámetros: su masa M, su carga eléctrica total e y su momento angular L.

Se conjetura que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay agujeros negros supermasivos.⁵ La existencia de agujeros negros está apoyada en observaciones astronómicas, en especial a través de la emisión de rayos X por estrellas binarias y galaxias activas.