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Universo 1
Universo
La imagen de luz visible ms profunda del cosmos, el Campo Ultra
Profundo del Hubble.
El universo es la totalidad del espacioy del tiempo, de todas
las formas de lamateria, la energa y el impulso, lasleyes y
constantes fsicas que lasgobiernan. Sin embargo, el trminotambin se
utiliza en sentidoscontextuales ligeramente diferentes yalude a
conceptos como cosmos,mundo o naturaleza.[1]
Observaciones astronmicas indicanque el universo tiene una edad
de13,73 0,12 millardos de aos (entre13730 y 13810 millones de aos)
ypor lo menos 93.000 millones de aosluz de extensin.[2] El evento
que secree que dio inicio al universo sedenomina Big Bang. En aquel
instantetoda la materia y la energa deluniverso observable
estabaconcentrada en un punto de densidadinfinita. Despus del Big
Bang, eluniverso comenz a expandirse parallegar a su condicin
actual, y contina hacindolo.
Debido a que, segn la teora de la relatividad especial, la
materia no puede moverse a una velocidad superior a lavelocidad de
la luz, puede parecer paradjico que dos objetos del universo puedan
haberse separado 93 mil millonesde aos luz en un tiempo de
nicamente 13 mil millones de aos; sin embargo, esta separacin no
entra en conflictocon la teora de la relatividad general, ya que
sta slo afecta al movimiento en el espacio, pero no al espacio
mismo,que puede extenderse a un ritmo superior, no limitado por la
velocidad de la luz. Por lo tanto, dos galaxias puedensepararse 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 los
elementos qumicos ms ligeros,apoyan la teora de la expansin del
espacio, y ms en general, la teora del Big Bang, que propone que el
universoen s se cre en un momento especfico en el
pasado.Observaciones recientes han demostrado que esta expansin se
est acelerando, y que la mayor parte de la materia yla energa en el
universo es fundamentalmente diferente de la observada en la
Tierra, y no es directamenteobservable (vanse materia oscura y
energa oscura). La imprecisin de las observaciones actuales ha
limitado laspredicciones sobre el destino final del universo.Los
experimentos sugieren que el universo se ha regido por las mismas
leyes fsicas, constantes a lo largo de su extensin e historia. La
fuerza dominante en distancias csmicas es la gravedad, y la
relatividad general es actualmente la teora ms exacta para
describirla. Las otras tres fuerzas fundamentales, y las partculas
en las que actan, son descritas por el Modelo Estndar. El universo
tiene por lo menos tres dimensiones de espacio y una de tiempo,
aunque experimentalmente no se pueden descartar dimensiones
adicionales muy pequeas. El espacio-tiempo parece estar conectado
de forma sencilla, y el espacio tiene una curvatura media muy
pequea o
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Universo 2
incluso nula, de manera que la geometra euclidiana es, como
norma general, exacta en todo el universo.La ciencia modeliza el
universo como un sistema cerrado que contiene energa y materia
adscritas al espacio-tiempoy que se rige fundamentalmente por
principios causales.Basndose en observaciones del universo
observable, los fsicos intentan describir el continuo
espacio-tiempo en quenos encontramos, junto con toda la materia y
energa existentes en l. Su estudio, en las mayores escalas, es el
objetode la cosmologa, disciplina basada en la astronoma y la
fsica, en la cual se describen todos los aspectos de esteuniverso
con sus fenmenos.La teora actualmente ms aceptada sobre la formacin
del universo, dada por el belga valn Lematre, es el modelodel Big
Bang, que describe la expansin del espacio-tiempo a partir de una
singularidad espaciotemporal. Eluniverso experiment un rpido
periodo de inflacin csmica que arras todas las irregularidades
iniciales. A partirde entonces el universo se expandi y se convirti
en estable, ms fro y menos denso. Las variaciones menores en
ladistribucin de la masa dieron como resultado la segregacin
fractal en porciones, que se encuentran en el universoactual como
cmulos de galaxias.En cuanto a su destino final, las pruebas
actuales parecen apoyar las teoras de la expansin permanente del
universo(Big Freeze Big Rip), aunque otras afirman que la materia
oscura podra ejercer la fuerza de gravedad suficientepara detener
la expansin y hacer que toda la materia se comprima nuevamente;
algo a lo que los cientficosdenominan el Big Crunch o la Gran
Implosin.
Porcin observableLos cosmlogos tericos y astrofsicos utilizan de
manera diferente el trmino universo, designando bien el
sistemacompleto o nicamente una parte de l.[3] Segn el convenio de
los cosmlogos, el trmino universo se refierefrecuentemente a la
parte finita del espacio-tiempo que es directamente observable
utilizando telescopios, otrosdetectores, y mtodos fsicos, tericos y
empricos para estudiar los componentes bsicos del universo y
susinteracciones. Los fsicos cosmlogos asumen que la parte
observable del espacio comvil (tambin llamado nuestrouniverso)
corresponde a una parte de un modelo del espacio entero y
normalmente no es el espacio entero.Frecuentemente se utiliza el
trmino el universo como ambas: la parte observable del
espacio-tiempo, o elespacio-tiempo entero.Algunos cosmlogos creen
que el universo observable es una parte extremadamente pequea del
universo enterorealmente existente, y que es imposible observar
todo el espacio comvil. En la actualidad se desconoce si esto
escorrecto, ya que de acuerdo a los estudios de la forma del
universo, es posible que el universo observable est cercade tener
el mismo tamao que todo el espacio. La pregunta sigue
debatindose.Si una versin del escenario de lainflacin csmica es
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 porconsiguiente puede ser imposible saber realmente si
el universo est siendo completamente observado.
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Universo 3
Evolucin
Teora sobre el origen y la formacin del Universo (Big Bang)El
hecho de que el universo est en expansin se deriva de las
observaciones del corrimiento al rojo realizadas en ladcada de 1920
y que se cuantifican por la ley 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 ladistancia de
un objeto remoto (como una galaxia) y la velocidad con la que ste
se aleja. Si esta expansin ha sidocontinua a lo largo de la vida
del universo, entonces en el pasado estos objetos distantes que
siguen alejndosetuvieron que estar una vez juntos. Esta idea da pie
a la teora del Big Bang; el modelo dominante en la
cosmologaactual.Durante la era ms temprana del Big Bang, se cree
que el universo era un caliente y denso plasma. Segn avanz
laexpansin, la temperatura decreci hasta el punto en que se
pudieron formar los tomos. En aquella poca, la energade fondo se
desacopl de la materia y fue libre de viajar a travs del espacio.
La energa remanente continuenfrindose al expandirse el universo y
hoy forma el fondo csmico de microondas. Esta radiacin de fondo
esremarcablemente uniforme en todas direcciones, circunstancia que
los cosmlogos han intentado explicar comoreflejo de un periodo
temprano de inflacin csmica despus del Big Bang.El examen de las
pequeas variaciones en el fondo de radiacin de microondas
proporciona informacin sobre lanaturaleza del universo, incluyendo
la edad y composicin. La edad del universo desde el Big Bang, de
acuerdo a lainformacin actual proporcionada por el WMAP de la NASA,
se estima en unos 13.700 millones de aos, con unmargen 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 PrimigeniaHasta hace poco, la primera centsima de segundo
era ms bien un misterio, impidiendo los cientficos
describirexactamente cmo era el universo. Los nuevos experimentos
en el RHIC, en el Brookhaven National Laboratory,han proporcionado
a los fsicos una luz en esta cortina de alta energa, de tal manera
que pueden observardirectamente los tipos de comportamiento que
pueden haber tomado lugar en ese instante.En estas energas, los
quarks que componen los protones y los neutrones no estaban juntos,
y una mezcla densasupercaliente de quarks y gluones, con algunos
electrones, era todo lo que poda existir en los
microsegundosanteriores a que se enfriaran lo suficiente para
formar el tipo de partculas de materia que observamos hoy en
da.
ProtogalaxiasLos rpidos avances acerca de lo que pas despus de
la existencia de la materia aportan mucha informacin sobre
laformacin de las galaxias. Se cree que las primeras galaxias eran
dbiles "galaxias enanas" que emitan tantaradiacin que separaran los
tomos gaseosos de sus electrones. Este gas, a su vez, se estaba
calentando yexpandiendo, y tena la posibilidad de obtener la masa
necesaria para formar las grandes galaxias que conocemoshoy.
Destino FinalEl destino final del universo tiene diversos
modelos que explican lo que suceder en funcin de diversos
parmetrosy observaciones. A continuacin se explican los modelos
fundamentales ms aceptados:
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Universo 4
Big Crunch o la Gran Implosin
Es posible que el inmenso aro que rodeaba a las galaxias sea una
forma de materia que resulta invisible desde laTierra. Esta materia
oscura tal vez constituya el 99% de todo lo que hay en el
universo.[citarequerida]
Si el universo es suficientemente denso, es posible que la
fuerza gravitatoria de toda esa materia pueda finalmentedetener la
expansin inicial, de tal manera que el universo volvera a
contraerse, las galaxias empezaran aretroceder, y con el tiempo
colisionaran entre s. La temperatura se elevara, y el universo se
precipitara hacia undestino 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
estateora se la conoce como la teora del universo oscilante.Hoy en
da esta hiptesis parece incorrecta, pues a la luz de los ltimos
datos experimentales, el Universo se estexpandiendo cada vez ms
rpido.
Big Rip o Gran Desgarramiento
El Gran Desgarramiento o Teora de la Eterna Expansin, llamado en
ingls Big Rip, es una hiptesiscosmolgica sobre el destino ltimo del
universo. Este posible destino final del universo depende de la
cantidad deenerga oscura existente en el Universo. Si el universo
contiene suficiente energa oscura, podra acabar en undesgarramiento
de toda la materia.El valor clave es w, la razn entre la presin de
la energa oscura y su densidad energtica. A w < -1, el
universoacabara por ser desgarrado. Primero, las galaxias se
separaran entre s, luego la gravedad sera demasiado dbil
paramantener integrada cada galaxia. Los sistemas planetarios
perderan su cohesin gravitatoria. En los ltimosminutos, se
desbaratarn estrellas y planetas, y los tomos sern destruidos.Los
autores de esta hiptesis calculan que el fin del tiempo ocurrira
aproximadamente 3,51010 aos despus delBig Bang, es decir, dentro de
2,01010 aos.Una modificacin de esta teora denominada Big Freeze,
aunque poco aceptada,[citarequerida] afirma que el
universocontinuara su expansin sin provocar un Big Rip.
Descripcin fsica
TamaoMuy poco se conoce con certeza sobre el tamao del universo.
Puede tener una longitud de billones de aos luz oincluso tener un
tamao infinito. Un artculo de 2003[4] dice establecer una cota
inferior de 24 gigaparsecs (78.000millones de aos luz) para el
tamao del universo, pero no hay ninguna razn para creer que esta
cota est de algunamanera muy ajustada (Vase forma del Universo).
pero hay distintas tesis del tamao; una de ellas es que hay
variosuniversos, otro es que el universo es infinitoEl universo
observable (o visible), que consiste en toda la materia y energa
que poda habernos afectado desde elBig Bang dada la limitacin de la
velocidad de la luz, es ciertamente finito. La distancia comvil al
extremo deluniverso visible ronda los 46.500 millones de aos luz en
todas las direcciones desde la Tierra. As, el universovisible se
puede considerar como una esfera perfecta con la Tierra en el
centro, y un dimetro de unos 93.000millones de aos luz.Hay que
notar que muchas fuentes han publicado una amplia variedad de
cifras incorrectas parael tamao del universo visible: desde 13.700
hasta 180.000 millones de aos luz. (Vase universo 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 el
ao luz, quecorresponde a la distancia que recorre la luz en un
ao.Actualmente, el modelo de universo ms comnmente aceptado es el
propuesto por Albert Einstein en su Relatividad General, en la que
propone un universo "finito pero ilimitado", es decir, que a pesar
de tener un volumen medible no
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Universo 5
tiene lmites, de forma anloga a la superficie de una esfera, que
es medible pero ilimitada.
Forma
Universum, Grabado Flammarion, xilografa,publicada en Pars
1888.
Una pregunta importante abierta en cosmologa es la forma
deluniverso. Matemticamente, qu 3-variedad representa mejor la
parteespacial del universo?
Si el universo es espacialmente plano, se desconoce si las
reglas de lageometra Euclidiana sern vlidas a mayor escala.
Actualmentemuchos cosmlogos creen que el Universo observable est
muy cercade ser espacialmente plano, con arrugas locales donde los
objetosmasivos distorsionan el espacio-tiempo, de la misma forma
que lasuperficie de un lago es casi plana. Esta opinin fue
reforzada por losltimos datos del WMAP, mirando hacia las
"oscilaciones acsticas"de las variaciones de temperatura en la
radiacin de fondo demicroondas.
Por otra parte, se desconoce si el universo es conexo. El
universo no tiene cotas espaciales de acuerdo al modeloestndar del
Big Bang, pero sin embargo debe ser espacialmente finito
(compacto). Esto se puede comprenderutilizando 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. La 3-esfera es
unequivalente 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 departida. As,
la luz de las estrellas y galaxias podra pasar a travs del universo
observable ms de una vez. Si eluniverso 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
estaposibilidad no ha sido descartada, los resultados de las ltimas
investigaciones de la radiacin de fondo demicroondas hacen que esto
parezca improbable.
Color
Caf cortado 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 alcielo en las noches
despejadas. En 2002, sin embargo, los astrnomos Karl Glazebrook e
Ivan Baldry afirmaron enun artculo cientfico que el universo en
realidad es de un color que decidieron llamar caf cortado csmico.
Esteestudio 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 200.000 galaxias.
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Universo 6
Homogeneidad e isotropa
Fluctuaciones en la radiacin de fondo demicroondas, Imagen
NASA/WMAP.
Mientras que la estructura est considerablemente fractalizada a
nivellocal (ordenada en una jerarqua de racimo), en los rdenes ms
altosde distancia el universo es muy homogneo. A estas escalas
ladensidad del universo es muy uniforme, y no hay una
direccinpreferida o significativamente asimtrica en el universo.
Estahomogeneidad e isotropa es un requisito de la Mtrica
deFriedman-Lematre-Robertson-Walker empleada en los
modeloscosmolgicos modernos.
La cuestin de la anisotropa en el universo primigenio
fuesignificativamente contestada por el WMAP, que busc
fluctuaciones en la intensidad del fondo de microondas. Lasmedidas
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 radian y absorben laenerga de acuerdo a
las mismas leyes fsicas a como lo hacen en nuestra propia
galaxia.Basndose en esto, se creeque las mismas leyes y constantes
fsicas son universalmente aplicables a travs de todo el universo
observable. Nose ha encontrado ninguna prueba confirmada que
muestre que las constantes fsicas hayan variado desde el
BigBang.
ComposicinEl universo observable actual parece tener un
espacio-tiempo geomtricamente plano, conteniendo una
densidadmasa-energa equivalente a 9,9 10-30 gramos por centmetro
cbico. Los constituyentes primarios parecen consistiren un 73% de
energa oscura, 23% de materia oscura fra y un 4% de tomos. As, la
densidad de los tomosequivaldra a un ncleo de hidrgeno sencillo por
cada cuatro metros cbicos de volumen. La naturaleza exacta de
laenerga oscura y la materia oscura fra sigue siendo un misterio.
Actualmente se especula con que el neutrino, (unapartcula muy
abundante en el universo), tenga, aunque mnima, una masa. De
comprobarse este hecho, podrasignificar que la energa y la materia
oscura no existen.Durante las primeras fases del Big Bang, se cree
que se formaron las mismas cantidades de materia y
antimateria.Materia y antimateria deberan eliminarse mutuamente al
entrar en contacto, por lo que la actual existencia demateria (y la
ausencia de antimateria) supone una violacin de la simetra CP (Vase
Violacin CP), por lo quepuede ser que las partculas y las
antipartculas no tengan propiedades exactamente iguales o
simtricas,[5] o puedeque simplemente las leyes fsicas que rigen el
universo favorezcan la supervivencia de la materia frente a
laantimateria.[6] En este mismo sentido, tambin se ha sugerido que
quizs la materia oscura sea la causante de labariognesis al
interactuar de distinta forma con la materia que con la
antimateria.[7]
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 de helio-4 (4He) (24% de la masa
total) y el resto de otroselementos.Una pequea porcin de estos
elementos estaba en la forma del istopo deuterio (2H), helio-3
(3He) y litio(7Li). La materia interestelar de las galaxias ha sido
enriquecida sin cesar por elementos ms pesados, generados
porprocesos de fusin en la estrellas, y diseminados como resultado
de las explosiones de supernovas, los vientosestelares y la
expulsin de la cubierta exterior de estrellas maduras.El Big Bang
dej detrs un flujo de fondo de fotones y neutrinos. La temperatura
de la radiacin de fondo hadecrecido sin cesar con la expansin del
universo y ahora fundamentalmente consiste en la energa de
microondasequivalente a una temperatura de 2'725 K.La densidad del
fondo de neutrinos actual es sobre 150 por centmetrocbico.
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Universo 7
MultiversosLos cosmlogos tericos estudian modelos del conjunto
espacio-tiempo que estn conectados, y buscan modelos quesean
consistentes con los modelos fsicos cosmolgicos del espacio-tiempo
en la escala del universo observable. Sinembargo, recientemente han
tomado fuerza teoras que contemplan la posibilidad de multiversos o
varios universoscoexistiendo simultneamente. Segn la recientemente
enunciada Teora de Multiexplosiones se pretende darexplicacin a
este aspecto, poniendo en relieve una posible convivencia de
universos en un mismo espacio.
Estructuras agregadas del universo
Las galaxiasA gran escala, el universo est formado por galaxias
y agrupaciones de galaxias. Las galaxias son agrupacionesmasivas de
estrellas, y son las estructuras ms grandes en las que se organiza
la materia en el universo. A travs deltelescopio se manifiestan
como manchas luminosas de diferentes formas. A la hora de
clasificarlas, los cientficosdistinguen entre las galaxias del
Grupo Local, compuesto por las treinta galaxias ms cercanas y a las
que est unidagravitacionalmente nuestra galaxia (la Va Lctea), y
todas las dems galaxias, a las que llaman "galaxiasexteriores".Las
galaxias estn distribuidas por todo el universo y presentan
caractersticas muy diversas, tanto en lo que respectaa su
configuracin como a su antigedad. Las ms pequeas abarcan alrededor
de 3.000 millones de estrellas, y lasgalaxias de mayor tamao pueden
llegar a abarcar ms de un billn de astros. Estas ltimas pueden
tener un dimetrode 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
tambin materiainterestelar, 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 varanen funcin de los diferentes
estudios.
Formas de galaxiasLa creciente potencia de los telescopios, que
permite observaciones cada vez ms detalladas de los
distintoselementos del universo, ha hecho posible una clasificacin
de las galaxias por su forma. Se han establecido as cuatrotipos
distintos: galaxias elpticas, espirales, espirales barradas e
irregulares.
Galaxias elpticas
Galaxia elptica NGC 1316.
En forma de elipse o de esferoide, se caracterizan por carecer
de unaestructura interna definida y por presentar muy poca
materiainterestelar. Se consideran las ms antiguas del universo, ya
que susestrellas son viejas y se encuentran en una fase muy
avanzada de suevolucin.
Galaxias espirales
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 yapenas tiene materia interestelar, mientras que en los
brazos abunda lamateria interestelar y hay gran cantidad de
estrellas jvenes, que sonmuy brillantes. Alrededor del 75% de las
galaxias del universo son deeste tipo.
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Universo 8
Galaxia espiral barrada
Es un subtipo de galaxia espiral, caracterizados por la
presencia de una barra central de la que tpicamente parten
dosbrazos espirales. Este tipo de galaxias constituyen una fraccin
importante del total de galaxias espirales. La VaLctea es una
galaxia espiral barrada.
Galaxias irregulares
Galaxia irregular NGC 1427.
Incluyen una gran diversidad de galaxias, cuyas configuraciones
noresponden a las tres formas anteriores, aunque tienen en comn
algunascaractersticas, como la de ser casi todas pequeas y contener
un granporcentaje de materia interestelar. Se calcula que son
irregularesalrededor del 5% de las galaxias del universo.
La Va Lctea
La Va Lctea es nuestra galaxia. Segn las observaciones, posee
unamasa de 1012 masas solares y es de tipo espiral barrada. Con
undimetro medio de unos 100.000 aos luz se calcula que contiene
unos200.000 millones de estrellas, entre las cuales se encuentra el
Sol. Ladistancia desde el Sol al centro de la galaxia es de
alrededor de 27.700aos luz (8,5 kpc) A simple vista, se observa
como una estelablanquecina de forma elptica, que se puede
distinguir en las nochesdespejadas. Lo que no se aprecian son sus
brazos espirales, en uno de los cuales, el llamado brazo de Orin,
estsituado 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 ungran
abultamiento con un grosor mximo de 16.000 aos luz, siendo el
grosor medio de unos 6.000 aos luz.Todas las estrellas y la materia
interestelar que contiene la Va Lctea, tanto en el ncleo central
como en los brazos,estn situadas dentro de un disco de 100.000 aos
luz de dimetro, que gira lentamente sobre su eje a una
velocidadlineal superior a los 216 km/s.
Las constelacionesTan slo 3 galaxias distintas a la nuestra son
visibles a simple vista. Tenemos la Galaxia de Andrmeda,
visibledesde el Hemisferio Norte; la Gran Nube de Magallanes, y la
Pequea Nube de Magallanes, en el Hemisferio Surceleste. 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 la Va Lctea. Estas estrellas dibujan a menudo en el cielo
figuras reconocibles, quehan recibido diversos nombres en relacin
con su aspecto. Estos grupos de estrellas de perfil identificable
se conocencon el nombre de constelaciones. La Unin Astronmica
Internacional agrup oficialmente las estrellas visibles en88
constelaciones, algunas de ellas muy extensas, como Hidra o la Osa
Mayor, y otras muy pequeas como Flecha yTringulo.
Las estrellasSon los elementos constitutivos ms destacados de
las galaxias. Las estrellas son enormes esferas de gas que
brillandebido a sus gigantescas reacciones nucleares. Cuando debido
a la fuerza gravitatoria, la presin y la temperatura delinterior de
una estrella es suficientemente intensa, se inicia la fusin nuclear
de sus tomos, y comienzan a emitir unaluz roja oscura, que despus
se mueve hacia el estado superior, que es en el que est nuestro
Sol, paraposteriormente, al modificarse las reacciones nucleares
interiores, dilatarse y finalmente enfriarse.
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Universo 9
Al acabarse el hidrgeno, se originan reacciones nucleares de
elementos ms pesados, ms energticas, queconvierten la estrella en
una gigante roja. Con el tiempo, sta vuelve inestable, a la vez que
lanza hacia el espacioexterior la mayor parte del material estelar.
Este proceso puede durar 100 millones de aos, hasta que se agota
todala energa nuclear, y la estrella se contrae por efecto de la
gravedad hasta hacerse pequea y densa, en la forma deenana blanca,
azul o marrn. Si la estrella inicial es varias veces ms masiva que
el Sol, 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 como
estrellas de neutrones. Tamaos an mayores de estrellas
puedenconsumir todo su combustible muy rpidamente, transformndose
en una entidad supermasiva llamada agujeronegro.Los Plsares son
fuentes de ondas de radio que emiten con periodos regulares. La
palabra Plsar significa pulsatingradio source (fuente de radio
pulsante). Se detectan mediante radiotelescopios y se requieren
relojes deextraordinaria precisin para detectar sus cambios de
ritmo. Los estudios indican que un plsar es una estrella
deneutrones pequea que gira a gran velocidad. El ms conocido est en
la Nebulosa del Cangrejo. Su densidad es tangrande que una muestra
de cusar del tamao de una bola de bolgrafo tendra una masa de cerca
de 100.000toneladas. Su campo magntico, muy intenso, se concentra
en un espacio reducido. Esto lo acelera y lo hace emitirgran
cantidad de energa en haces de radiacin que aqu recibimos como
ondas de radio.La palabra Cusar es un acrnimo de quasi stellar
radio source (fuentes de radio casi estelares). Se identificaron
enla dcada de 1950. Ms tarde se vio que mostraban un desplazamiento
al rojo ms grande que cualquier otro objetoconocido. La causa era
el Efecto Doppler, que mueve el espectro hacia el rojo cuando los
objetos se alejan. El primerCusar estudiado, denominado 3C 273, est
a 1.500 millones de aos luz de la Tierra. A partir de 1980 se
hanidentificado 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 pesarde las enormes distancias, la energa que llega en
algunos casos es muy grande, equivalente la recibida desde milesde
galaxias: como ejemplo, el s50014+81 es unas 60.000 veces ms
brillante que toda la Va Lctea.
Los planetasLos planetas son cuerpos que giran en torno a una
estrella y que, segn la definicin de la Unin
AstronmicaInternacional, 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 queorbitan alrededor de una
estrella que no cumplan estas caractersticas, se habla de planetas
enanos, planetesimales, oasteroides. En nuestro Sistema Solar hay 8
planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Jpiter, Saturno, Urano
yNeptuno, considerndose desde 2006 a Plutn como un planeta enano. A
finales de 2009, fuera de nuestro SistemaSolar se han detectado ms
de 400 planetas extrasolares, pero los avances tecnolgicos estn
permitiendo que estenmero crezca a buen ritmo.
Los satlitesLos satlites naturales son astros que giran
alrededor de los planetas. El nico satlite natural de la Tierra es
la Luna,que es tambin el satlite ms cercano al sol. A continuacin
se enumeran los principales satlites de los planetas delsistema
solar (se incluye en el listado a Plutn, considerado por la UAI
como un planeta 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...
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Universo 10
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: 3 satlites Caronte, Nix, Hidra
Asteroides y cometasEn aquellas zonas de la rbita de una
estrella en las que, por diversos motivos, no se ha producido la
agrupacin dela materia inicial en un nico cuerpo dominante o
planeta, aparecen los discos de asteroides: objetos rocosos de
muydiversos tamaos que orbitan en grandes cantidades en torno a la
estrella, chocando eventualmente entre s. Cuandolas rocas tienen
dimetros inferiores a 50m se denominan meteoroides. A consecuencia
de las colisiones, algunosasteroides pueden variar sus rbitas,
adoptando trayectorias muy excntricas que peridicamente les acercan
laestrella. Cuando la composicin de estas rocas es rica en agua u
otros elementos voltiles, el acercamiento a laestrella 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 sedenominan cometas. En nuestro sistema solar hay dos
grandes discos de asteroides: uno situado entre las rbitas deMarte
y Jpiter, denominado el Cinturn de asteroides, y otro mucho ms
tenue y disperso en los lmites del sistemasolar, a aproximadamente
un ao luz de distancia, denominado Nube de Oort.
Indicios de un comienzoLa teora general de la relatividad, que
public Albert Einstein en 1916, implicaba que el cosmos se hallaba
enexpansin o en contraccin. Pero este concepto era totalmente
opuesto a la nocin de un universo esttico, aceptadaentonces hasta
por el propio Einstein. De ah que ste incluyera en sus clculos lo
que denomin constantecosmolgica, ajuste mediante el cual intentaba
conciliar su teora con la idea aceptada de un universo esttico
einmutable. Sin embargo, ciertos descubrimientos que se sucedieron
en los aos veinte llevaron a Einstein a decir queel ajuste que haba
efectuado a su teora de la relatividad era el mayor error de su
vida. Dichos descubrimientos serealizaron gracias a la instalacin
de un enorme telescopio de 254 centmetros en el monte Wilson
(California). Lasobservaciones formuladas en los aos veinte con la
ayuda de este instrumento demostraron que el universo se hallaen
expansin.Hasta entonces, los mayores telescopios solo permitan
identificar las estrellas de nuestra galaxia, la Va Lctea, yaunque
se vean borrones luminosos, llamados nebulosas, por lo general se
tomaban por remolinos de gas existentesen nuestra galaxia. Gracias
a la mayor potencia del telescopio del monte Wilson, Edwin Hubble
logr distinguirestrellas en aquellas nebulosas. Finalmente se
descubri que los borrones eran lo mismo que la Va Lctea:
galaxias.Hoy se cree que hay entre 50.000 y 125.000 millones de
galaxias, cada una con cientos de miles de millones deestrellas.A
finales de los aos veinte, Hubble tambin descubri que las galaxias
se alejan de nosotros, y que lo hacen msvelozmente cuanto ms lejos
se hallan. Los astrnomos calculan la tasa de recesin de las
galaxias mediante elespectrgrafo, instrumento que mide el espectro
de la luz procedente de los astros. Para ello, dirigen la luz
queproviene de estrellas lejanas hacia un prisma, que la descompone
en los colores que la integran.La luz de un objeto es rojiza
(fenmeno llamado corrimiento al rojo) si este se aleja del
observador, y azulada(corrimiento al azul) si se le aproxima. Cabe
destacar que, salvo en el caso de algunas galaxias cercanas, todas
lasgalaxias conocidas tienen lneas espectrales desplazadas hacia el
rojo. De ah infieren los cientficos que el universose expande de
forma ordenada. La tasa de dicha expansin se determina midiendo el
grado de desplazamiento alrojo. Qu conclusin se ha extrado de la
expansin del cosmos? Pues bien, un cientfico invit al pblico a
analizarel proceso a la inversa como una pelcula de la expansin
proyectada en retroceso a fin de observar la historiaprimitiva del
universo. Visto as, el cosmos parecera estar en recesin o
contraccin, en vez de en expansin yretornara finalmente a un nico
punto de origen.
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Universo 11
El famoso fsico Stephen Hawking concluy lo siguiente en su libro
Agujeros negros y pequeos universos (y otrosensayos), editado en
1993: La ciencia podra afirmar que el universo tena que haber
conocido un comienzo. Perohace aos, muchos expertos rechazaban que
el universo hubiese tenido principio. El famoso cientfico Fred
Hoyle noaceptaba que el cosmos hubiera surgido mediante lo que llam
burlonamente a big bang (una gran explosin). Unode los argumentos
que esgrima era que, de haber existido un comienzo tan dinmico,
deberan conservarse residuosde aquel acontecimiento en algn lugar
del universo: tendra que haber radiacin fsil, por as decirlo; una
leveluminiscencia residual.El diario The New York Times (8 de marzo
de 1998) indic que hacia 1965 los astrnomos Arno Penzias y
RobertWilson descubrieron la omnipresente radiacin de fondo: el
destello residual de la explosin primigenia. El artculoaadi: 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 requeridoun universo que contase con zonas ms fras y
densas que permitieran la fusin de la materia.) En efecto,
losexperimentos realizados por Penzias y Wilson desde la superficie
terrestre no revelaban tales irregularidades.Por esta razn, la NASA
lanz en noviembre de 1989 el satlite COBE (siglas de Explorador del
Fondo Csmico, eningls), cuyos descubrimientos se calificaron de
cruciales. Las ondas que detect su radimetro diferencial
demicroondas correspondan a las fluctuaciones que dejaron su
impronta en el cosmos y que hace miles de millones deaos llevaron a
la formacin de las galaxias.
Otros trminosDiferentes palabras se han utilizado a travs de la
historia para denotar "todo el espacio", incluyendo los
equivalentesy las variantes en varios lenguajes de "cielos",
"cosmos" y "mundo". El macrocosmos tambin se ha utilizado paraeste
efecto, aunque est ms especficamente definido como un sistema que
refleja a gran escala uno, algunos, otodos estos componentes del
sistema o partes. Similarmente, un microcosmos es un sistema que
refleja a pequeaescala un sistema mucho mayor del que es
parte.Aunque palabras como mundo y sus equivalentes en otros
lenguajes casi siempre se refieren al planeta Tierra,antiguamente
se referan a cada cosa que exista (se poda ver). En ese sentido la
utilizaba, por ejemplo, Coprnico.Algunos lenguajes utilizan la
palabra "mundo" como parte de la palabra "espacio exterior". Un
ejemplo en alemn loconstituye la palabra "Weltraum".[8]
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pageNumber=5). Scientific American. Enlace verificado 31 de marzo
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(http:/ / www. physorg. com/ news88684585. html) (31 de enero de
2007)
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General Theory (Fifteenth Edition), ISBN 0-517-88441-0.
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Universo 12
Enlaces externos Wikimedia Commons alberga contenido multimedia
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Actividad Educativa
"El Universo" dirigida a alumnos de Secundaria, Bachillerato o
aficionados a la astronoma en general Alema Berenguer, Rafael Andrs
(2001) Tras los Secretos del Universo ISBN 84-95495-08-2 Vdeos
sobre el Universo (http:/ / www. buscatv. net/ 2008/ 01/
imagenes-y-vdeos-sobre-el-universo. html):
Biblioteca audiovisual sobre el Cosmos.En ingls: El Universo de
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Fuentes y contribuyentes del artculo 13
Fuentes y contribuyentes del artculoUniverso Fuente:
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UniversoPorcin observable Evolucin Teora sobre el origen y la
formacin del Universo (Big Bang) Sopa Primigenia Protogalaxias
Destino Final Big Crunch o la Gran Implosin Big Rip o Gran
Desgarramiento
Descripcin fsica Tamao Forma Color Homogeneidad e isotropa
Composicin Multiversos
Estructuras agregadas del universo Las galaxias Formas de
galaxias Galaxias elpticas Galaxias espirales Galaxia espiral
barrada Galaxias irregulares
La Va Lctea Las constelaciones Las estrellas Los planetas Los
satlites Asteroides y cometas
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