Universo

Universo

La imagen de luz visible más profunda del cosmos, el Campo Ultra Profundo del Hubble. El Universo es generalmente definido como todo lo que existe físicamente: la totalidad del espacio y del tiempo, de todas las formas de la materia, la energía y el impulso, las leyes y constantes físicas que las gobiernan. Sin embargo, el término "universo" puede ser utilizado en sentidos contextuales ligeramente diferentes, para referirse a conceptos como el cosmos, el mundo o la naturaleza. Observaciones astronómicas indican que el Universo tiene una edad de 13,73 ± 0,12 mil millones de años y por lo menos 93 mil millones de "años luz" de extensión.[1] El evento que dio inicio al Universo se denomina Big Bang. En aquel instante toda la materia y la energía del universo observable estaba concentrada en un punto de densidad infinita. Después del Big Bang, el universo comenzó a expandirse para llegar a su condición actual, y lo continúa haciendo. Ya que, de acuerdo con la teoría especial de la relatividad, la materia no puede moverse a una velocidad superior a la de la luz, puede parecer paradójico que dos objetos del universo puedan haberse separado 93 mil millones de años luz en un tiempo de sólo 13 mil millones de años; sin embargo, esta separación es una consecuencia natural de la teoría de relatividad general. Dicho simplemente, el espacio puede ampliarse a un ritmo superior que no está limitado por la velocidad de la luz. Por lo tanto, dos galaxias pueden separarse una de la otra más rápidamente que la velocidad de la luz, es el espacio entre ellas el que crece. Mediciones sobre la distribución espacial y el desplazamiento hacia el rojo ("redshift") de galaxias distantes, la radiación cósmica de fondo de microondas, y los porcentajes relativos de los elementos químicos más ligeros, apoyan la teoría de la expansión del espacio, y más en general, la teoría del Big Bang, que propone que el espacio en sí se creó a partir de la nada en un momento específico en el pasado. Observaciones recientes han demostrado que esta expansión se está acelerando, y que la mayor parte de la materia y la energía en el universo es fundamentalmente diferente de la observada en la Tierra, y no es directamente observable (véanse materia oscura y energía oscura). La imprecisión de las observaciones actuales ha limitado las predicciones sobre el destino final del Universo.

Los experimentos sugieren que el Universo se ha regido por las mismas leyes físicas, constantes a lo largo de su extensión e historia. La fuerza dominante en distancias cósmicas es la gravedad, y la relatividad general es actualmente la teoría más exacta en describirla. Las otras tres fuerzas fundamentales, y las partículas en las que actúan, son descritas por el Modelo Estándar. El Universo tiene por lo menos tres dimensiones del espacio y una de tiempo, aunque experimentalmente no se pueden descartar dimensiones adicionales muy pequeñas. El espacio-tiempo parece estar conectado de forma sencilla y sin problemas, y el espacio tiene una curvatura media muy pequeña, de manera que la geometría euclidiana es, como regla general, exacta en todo el universo. En filosofía se denomina Universo al mundo, o conjunto de todo lo que sucede. La ciencia modeliza el universo como un sistema cerrado que contiene energía y materia adscritas al espacio-tiempo y que se rige fundamentalmente por principios causales. Basándose en observaciones del universo observable, los físicos intentan describir el continuo espacio-tiempo en que nos encontramos, junto con toda la materia y energía existentes en él. Su estudio, en las mayores escalas, es el objeto de la cosmología, disciplina basada en la astronomía y la física, en la cual se describen todos los aspectos de este universo con sus fenómenos. •

Edad: el Universo tiene 13.700 millones de años aproximadamente

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Destino final: las pruebas apoyan la Teoría de la expansión permanente del Universo, aunque otras afirman que la materia oscura puede ejercer la fuerza de gravedad suficiente para detener la expansión y hacer que toda la materia se comprima; algo a lo que los científicos llamarían el "Big Crunch" o la Gran Implosión.

La teoría actualmente más aceptada dada por el belga valón Lemaître de la formación del Universo es el modelo del Big Bang, que describe la expansión del espacio-tiempo a partir de una singularidad espaciotemporal. El Universo experimentó un rápido periodo de inflación cósmica que arrasó con todas las irregularidades iniciales. A partir de entonces el Universo se expandió y se convirtió en estable, más frío y menos denso. Las variaciones menores en la distribución de la masa dieron como resultado la segregación fractal en porciones, que se encuentran en el universo actual como cúmulos de galaxias.

Cosmos En su sentido más general, un cosmos es un sistema ordenado o armonioso. Se origina del termino griego "κόσμος", que significa orden u ornamentos, y es la antítesis del caos. Hoy la palabra suele utilizar como sinónimo de universo (considerando el orden que éste posee). Las palabras cosméticos y cosmetología tienen el mismo origen. El estudio del cosmos (desde cualquier punto de vista) se llama cosmología. Cuando esta palabra se usa como término absoluto, significa todo lo que existe, incluyendo lo que se ha descubierto y lo que no.

Cosmología La cosmología es el estudio del cosmos desde varios puntos de vista, según el contexto. Todas las cosmologías tienen en común un intento de entender el orden implícito en el conjunto del ser. De esta manera, la mayor parte de las religiones y sistemas filosóficos tienen una cosmología.

Imagen de la distribución del fondoo de radiación cósmico 700.000 años después del Big Bang. Generalmente se asume que ocurrió hace 13,700,000,000 años.

En la cosmología física, el término cosmos se usa a menudo en una forma técnica, y se refiere a un continuo espacio-tiempo dentro de un (postulado) multiverso. En general, nuestro particular cosmos se denomina "Cosmos". En lo filosófico, el uso de las palabras absoluto, cosmos y universo suelen emplearse como sinónimos de todo lo que existe.

Vía Láctea La Vía Láctea es la galaxia en la que se encuentra el Sistema Solar y, por ende, 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, se calcula que contiene entre 200 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 (8,5 kpc, 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). El nombre Vía Láctea proviene de la mitología griega, y en latín significa camino de leche. Ésa 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, esposa de Zeus, quien se negaba a amamantar al pequeño Hércules pues había sido fruto de una aventura. En una ocasión lo acercaron a su pecho mientras dormía, pero Hera despertó, lo retiró suavemente de su pezón y la leche se derramó por los cielos, dando forma a las brillantes constelaciones que admiramos en la noche. Sin embargo, ya en la Antigua Grecia se tiene conocimiento de un astrónomo que 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 de nuestra era, el astrónomo Galileo Galilei haría uso del telescopio para observar el cielo y constatar que Demócrito estaba en lo cierto pues, por donde quiera que mirase, aquél se encontraba lleno de estrellas.

Astronauta Astronauta de la NASA durante una misión espacial utilizando una mochila de propulsión MMU. «Astronautas» redirige aquí. Para la película, véase Astronautas (película). Un astronauta es una persona que tripula una astronave o que está entrenada para este trabajo. A los viajeros espaciales soviéticos o entrenados en la Unión Soviética y, actualmente, en Rusia, se les denomina normalmente cosmonautas y a los de la República Popular China o entrenados por ellos, taikonautas. El término cosmonauta proviene del término ruso kosmonavt (космонавт), que a su vez se deriva de las palabras griegas kosmos (κοσμος, universo) y nautes (ναύτης, navegante). El término taikonauta es un neologismo formado a partir del término chino 太空 (tàikōng, espacio) y del griego ναύτης (nautes, navegante) en semejanza con astronauta y cosmonauta que derivan del griego. La palabra oficial china que designa a un astronauta es 宇航員 (yǔhángyuán) pero el término taikonauta fue propuesto por Chiew Lee Yih en mayo de 1998 en Internet y se aceptó rápidamente en el mundo anglosajón.[1] [2] [3]

Radiación cósmica Los rayos cósmicos son partículas subatómicas que proceden del espacio exterior y que tienen una energía elevada debido a su gran velocidad, cercana a la velocidad de la luz. Se descubrieron cuando pudo comprobarse que la conductividad eléctrica de la atmósfera terrestre se debía a la ionización causada por radiaciones de alta energía. Victor Franz Hess, físico estadounidense de origen austríaco, demostró en el año 1911 que la ionización atmosférica aumenta con la altitud, y concluyó que la radiación debía proceder del espacio exterior. El descubrimiento de que la intensidad de radiación depende de la altitud indica que las partículas que forman la radiación están eléctricamente cargadas y que son desviadas por el campo magnético terrestre. El término "rayos cósmicos" fue acuñado por Millikan quien, contrario a Hess, planteaba que eran de origen extraterrestre, años más tarde Millikan apoyó la teoria de Hess.

Teoría sobre el origen y la formación del Universo (Big Bang) El hecho de que el Universo esté en expansión se deriva de las observaciones del corrimiento al rojo realizadas en la década de 1920 y que se cuantifican por la ley de Hubble. Dichas observaciones son la predicción experimental del modelo de Fridmann-

Robertson-Walker, que es una solución de las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, que predicen el inicio del universo mediante un big bang. El corrimiento al rojo se refiere a que los astrónomos han observado que hay una relación directa entre la distancia a un objeto remoto (como una galaxia) y la velocidad con que está alejándose. En cambio, si esta expansión ha sido continua en toda la edad del Universo, entonces en el pasado estos objetos distantes que siguen alejándose tuvieron que estar una vez juntos. Esta idea da pie a la teoría del Big Bang’’; el modelo dominante en la cosmología actual. Durante la era más temprana del Big Bang, se cree que el Universo era un caliente y denso plasma. Según avanzó la expansión, la temperatura cayó a ritmo constante hasta el punto en que los átomos se pudieron formar. En aquella época, la energía de fondo se desacopló de la materia y fue libre de viajar a través del espacio. La energía sobrante continuó enfriándose al expandirse el Universo y hoy forma el fondo cósmico de microondas. Esta radiación de fondo es remarcablemente uniforme en todas direcciones, circunstancia que los cosmólogos han intentado explicar como reflejo de un periodo temprano de inflación cósmica después del Big Bang. El examen de las pequeñas variaciones en el fondo de radiación de microondas proporciona información sobre la naturaleza del Universo, incluyendo la edad y composición. La edad del universo desde el Big Bang, de acuerdo a la información actual proporcionada por el WMAP de la NASA, se estima en unos 13.700 millones de años, con un margen de error de un 1% (137 millones de años). Otros métodos de estimación ofrecen diferentes rangos de edad, desde 11.000 millones a 20.000 millones. En el libro de 1977 Los Primeros Tres Minutos del Universo, el premio Nobel Steven Weinberg muestra la física que ocurrió justo momentos después del Big Bang. Los descubrimientos adicionales y los refinamientos de las teorías hicieron que lo actualizara y reeditara en 1993. LOS DESCUBRIMIENTOS EN EL ESPACIO En este medio siglo la NASA ha logrado no pocas cosas a nivel de investigación y evolución técnica. Se comenzó con el objetivo de descubrir si el hombre podía sobrevivir una vez pasada nuestra atmósfera, en 1958 se pone en marcha el Programa Mercury, consiguiendo en 1961 que el astronauta Alan Shephard pilotase la nave Libertad 7 por debajo de nuestra órbita durante 15 minutos. Pocos meses después John F. Kennedy anunció que Estados Unidos lograría “aterrizar a un hombre en la Luna y devolverlo sano y salvo a la Tierra antes del final de la década”. Nace con esa intención el Programa Apolo, y un 20 de julio de 1969 (otra efeméride que daría para una, o varias entradas) se consigue que el astronauta Neil Armstrong fuese el primer hombre en poner el píe en la Luna. Y efectivamente, fue un un pequeño paso para un hombre, pero un gran salto para la humanidad. En 1972 con el Apolo 17, se da por finalizado el Programa Apolo, debido a la Guerra de Vietnam y el ajuste presupuestario que hizo imposible realizar más misiones. A partir de ahí comienza otro tipo de conquista que también ha dado sus frutos, la del estudio y la colaboración con las principales agencias espaciales del mundo, hasta 1981, llegó la era de los transbordadores espaciales, y del trabajo que realizaron al poner en órbita proyectos tan impresionantes como el Telescopio Hubble, o en la actual construcción de la Estación

Espacial Internacional (EEI) con el objetivo de asegurar presencia humana de un modo permanente en el espacio. La NASA actualmente trabaja en más de 100 misiones espaciales, algunas de ellas han aportado verdadero conocimiento de ese universo que nos rodea y que aún apenas conocemos. La aportación para la investigación es impresionante, a través de telescopios como el Hubble o el Spitzer, o través de sondas interplanetarias como la Galileo que nos dice que tiempo hace en Júpiter, o la serie de sondas Mars, dedicadas a un planeta en el que estamos muy interesados en visitar en unos años: Marte; o la sonda Cassini, que nos ha acercado a Saturno y de una de sus lunas, Titán. El plan ya está en marcha y el objetivo está decidido. Hay que volver a la Luna para que en el año 2020 esté preparada una estación lunar, una plataforma de lanzamiento desde donde poder enviar misiones tripuladas a Marte. La NASA ya está preparándolo todo. Todo un reto, una aventura que le viene perfectamente al carácter del ser humano y sus ínfulas de conquistador. Parte del futuro de nuestra especie está al parecer en algún lugar del universo. Emocionante si, pero tratándose de nosotros, también da miedo. Hace unos meses el astrofísico Stephen Hawking, en comparación con el descubrimiento del continente americano y el cambio que supuso para el mundo su conquista, dijo: “Partir a la conquista del espacio tendrá un efecto aun mayor. Cambiará completamente el futuro de los humanos, y tal vez incluso determine si tendremos un futuro“. Mientras llega el momento de la conquista del universo, la NASA seguirá dándonos a conocer maravillosos descubrimientos, llegando con pequeñas sondas a los confines de mundos desconocidos, haciéndonos partícipes de la emoción que se siente al descubrir los íntimos secretos que guarda el universo, misterioso y deseado espacio que se expande en la búsqueda constante de sus propios límites.

Constante de gravitación universal La constante de gravitación universal es una constante de la naturaleza que determina la intensidad de la fuerza de atracción gravitatoria entre los cuerpos. Se denota por G y aparece tanto en la Ley de gravitación universal de Newton como en la Teoría general de la relatividad de Einstein. tambien se puede decir que es una ley que se encarga de tratar las masas de los cuerpos en el universo y su fuerza.

Teoría de la gravitación de Newton [editar] La constante de la gravitación que aparece en la teoría newtoniana de la gravitación puede calcularse midiendo la fuerza de atracción entre dos objetos de un kilogramo cada uno separados por un metro de distancia. Newton (1642-1727) formuló la siguiente ley, conocida como ley de la Gravitación Universal : "La interacción gravitatoria entre dos cuerpos puede expresarse mediante una fuerza directamente proporcional a las masas de los cuerpos e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa."

donde G es la constante de gravitación universal cuyo valor es:

Sólo se sabe con certeza que son correctas las tres primeras cifras decimales: se trata de una de las constantes físicas que han sido determinadas con menor precisión. Esto ocasiona dificultades a la hora de medir con precisión la masa de los diferentes cuerpos del Sistema Solar, como el Sol o la Tierra. La primera medición de su valor ha sido atribuida en muchos libros de texto erróneamente a Henry Cavendish, quien en el experimento de la balanza de torsión descrito en las Philosophical Transactions de 1798 publicadas por la Royal Society, lo que hizo fue justamente lo que se proponía y esto era medir la densidad de la Tierra, que resultó "ser 5,48 veces la del agua". Y así termina el artículo Experimento para determinar la densidad de la Tierra, publicado en los Philosophical Transactions (1798) de la Royal Society londinense, sin ninguna referencia a la constante G ni siquiera a Newton, aunque sí aplica la ley propuesta por él para comparar fuerzas gravitatorias entre masas diferentes.[1] Lo cierto es que, conocida tal densidad, fácilmente se obtiene G. G, la constante de gravitación universal, no debe ser confundida con g, letra que representa la intensidad de campo gravitatorio de la tierra sobre la superficie terrestre..

Física del Universo primigenio Lunes, Mayo de 2006

La observación de un quasar localizado a 12.300 millones de años-luz permite detectar hidrógeno molecular en una remota galaxia cuya luz nos llega desde una época en que el Universo había alcanzado un 10% de su edad actual. Similares estudios en otros dos quasars y medidas de laboratorio de alta precisión sugieren que las masas del protón y el electrón podrían haber variado con el tiempo. Un quasar puede ser utilizado como un faro por los astrónomos ya que su luz experimenta variaciones al atravesar las nubes de gas interestelar de alguna galaxia más cercana y situada en la misma línea de visión. Este gas absorbe parte de la luz emitida por el quasar y así el espectro resultante presenta "valles" oscuros atribuibles a elementos químicos bien conocidos y perfectamente identificables. Un equipo internacional de astrónomos detectó de este modo hidrógeno molecular en una invisible galaxia que observamos cuando la edad del Universo era sólo de 1.500 millones de años, un 10% de su edad actual. La proporción era de una molécula por 250 átomos de hidrógeno. Una batería similar de observaciones para otros dos quasars, junto con los más precisos experimentos de laboratorio, sugirió a los científicos que la proporción entre las respectivas masas del protón y el electrón podrían haber cambiado con el transcurso del tiempo, hallazgo que de llegar a confirmarse acarrearía importantes consecuencias para nuestra comprensión de la física. Imagen: hidrógeno molecular en una galaxia distante. Espectro del quasar PSS J 1443+2724 revelando una otro modo invisible galaxia a z = 4.224. Superpuesto al espectro observado, en negro, aparece en rojo el mejor ajuste. [Ampliar imagen] Aunque el hidrógeno molecular es la molécula más abundante en el Universo, su detección directa no resulta fácil porque se trata de una molécula simétrica sin líneas espectrales intensas en ondas de radio. En determinadas regiones del espacio no puede sobrevivir porque la luz estelar ultravioleta las disocia fácilmente, pero constituyen el ingrediente fundamental de las densas y frías nubes moleculares. En el Universo lejano la única forma de detectar hidrógeno molecular es a través de su marca en el espectro de los quasars o el brillo remanente de las explosiones de rayos gamma. Pero todo esto requiere grandes telescopios y una elevada resolución espacial para alcanzar la precisión necesaria. Los astrónomos Cédric Ledoux (ESO), Patrick Petitjean (IAP, Paris) y Raghunathan Srianand (IUCAA, Pune, India) llevaron a cabo una búsqueda de hidrógeno molecular a desplazamiento al rojo (z) muy elevado utilizando el UVES (Ultraviolet and Visible Echelle Spectrograph) del VLT en el Observatorio Europeo Austral. Entre los sistemas observados 14 portaban la firma del hidrógeno molecular, y entre estos uno se hallaba a z=4.224 cuya presencia se reveló en la luz del quasar PSS J 1443+2724, distante 12.300 millones de añosluz a partir de determinadas características, entre ellas numerosas líneas de hidrógeno molecular que superaron el récord de detección de esta molécula en los objetos más remotos del Universo. Esto a su vez implicaba que el gas en esta galaxia debía hallarse a temperaturas más bien bajas, entre -90 y -180ºC.

Adicionalmente se encontraron también varias líneas correspondientes a metales que revelaron la cuantía de varios elementos químicos, por ejemplo, de la abundancia de nitrógeno observada se dedujo que este elemento tuvo que producirse en las últimas etapas de la vida de estrellas de 4 a 8 masas solares. La formación estelar tuvo lugar pues al menos entre 200 y 500 millones de años antes de la época en que observamos la galaxia, cuando habían transcurrido 1000 millones de años desde el nacimiento del Universo. Este lapso de tiempo, de 200 a 500 millones de años es necesario para que una estrella con la masa anterior sintetice y expela al medio interestelar nitrógeno en cantidad simular al observado. Si la estrella atravesó por una fase de intenso nacimiento estelar, ahora, al tiempo de observarla, aparenta un estado quiescente. La observación del medio interestelar de una galaxia a muy alto desplazamiento al rojo desde el VLT, en particular utilizando GRBs como faros que lo iluminen, impulsará notablemente este campo de investigación en el futuro. Utilizando carbono en vez de hidrógeno los mismos autores obtuvieron la temperatura de la radiación de fondo cósmico de microondas en esa época. Esta radiación fósil fue emitida como consecuencia directa del Big-Bang, cuando el Universo alcanzó los 300 000 años de edad y una temperatura de 3000 K. A medida que continuó la expansión se fue enfriando y descendió hasta 3 K (-270ºC) en nuestros días. A los 1.500 millones de años, época en que observamos la galaxia referida con anterioridad, la temperatura del Universo -tal como mostraron estas observaciones- era de 14 K (-259ºC), lo cual se encuentra en perfecto acuerdo con la teoría del Big-Bang. Los astrónomos midieron también las líneas de hidrógeno molecular en los quasars Q 0405-443 y Q 0347383 y todo el conjunto de datos ofrecía la posibilidad de comparar la proporción de la masa de un protón con la de un electrón en el hidrógeno molecular de hoy día con la que pudo ser hace 12 000 millones de años. Para ello se utilizan medidas de las líneas espectrales de moléculas de hidrógeno en laboratorio para cotejarlas con las mismas líneas en el espectro de los quasars observados. Estas medidas muestran que la proporción entre la masa del protón y el electrón podrían haber cambiado, pasando a ser un 0.002% más pequeña hace 12 000 millones de años. Se trata de un cambio ínfimo en apariencia pero de consecuencias transcendentales para la física actual. Los científicos insisten, sin embargo, en que estos resultados suponen una indicación, pero no una prueba y deberán ser confirmados con medidas adicionales, tanto astronómicas como de laboratorio. La relación de masas protón/electrón es una constante fundamental de la naturaleza. Esta constante es adimensional (independiente de cualquier sistema de unidades). Su valor actual es Mp/me = 1836.1526726. Los mismos autores investigaron ya sobre la posible variación durante el transcurso del tiempo cosmológico de la constante de estructura fina o alpha, que combina la carga eléctrica del electrón, la constante de Planck y la velocidad de la luz y determina la intensidad de la interacción entre partículas cargadas y campos electromagnéticos. Ante la sospecha de que podría haber sufrido un leve incremento con el tiempo, se recurrió al espectrógrafo UVES, en la unidad de 8.2 metros Kueyen del VLT (Very Large Telescope), cuyos datos no mostraban evidencias de cambio en esta constante fundamental.

Las primeras galaxias se empezaron a formar 1.000 millones de años después del Big-Bang. Las estrellas que las forman tienen un nacimiento, una vida y una muerte. El Sol, por ejemplo, es una estrella formada por elementos de estrellas anteriores muertas. Muchos nucleos de galaxias emiten una fuerte radiación, cosa que indica la probable presencia de un agujero negro. Los movimientos de las galaxias provocan, a veces, choques violentos. Pero, en general, las galaxias se alejan las unas de las otras, como puntos dibujados sobre la superficie de un globo que se infla.