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FORMACION DEL UNIVERSO: Momento Suceso
Big Bang Densidad infinita, volumen cero.
10 e-43 segs. Fuerzas no diferenciadas
10 e-34 segs. Sopa de partículas elementales
10 e-10 segs. Se forman protones y neutrones
1 seg. 10.000.000.000 º. Universo tamaño Sol
3 minutos 1.000.000.000 º. Nucleos de átomos
30 minutos 300.000.000 º. Plasma
300.000 años Átomos. Universo transparente. Aparece la luz.
1.000.000 años Gérmenes de galaxias
100 millones de años Primeras galaxias
1.000 millones de años Estrellas. El resto, se enfría. Se forman los elementos.
5.000 millones de años Formación de la Vía Láctea
10.000 millones de años Sistema Solar y Tierra. Aparece la vida.
13.700 millones de años Actualidad
ESPACIO-TIEMPO El espacio-tiempo es la entidad geométrica en la cual se desarrollan todos eventos físicos del Universo, de acuerdo con la teoría de la relatividad y otras teorías físicas.
El nombre alude a la necesidad de considerar unificadamente la localización geométrica en el tiempo y el espacio, ya que la diferencia entre componentes espaciales y temporales es relativa según el estado de movimiento del observador.
Debido a que el universo tiene tres dimensiones espaciales observables, es usual referirse al tiempo como la "cuarta dimensión" y al espacio-tiempo como "espacio de cuatro dimensiones" para enfatizar la inevitabilidad de considerar el tiempo como una dimensión geométrica más.
La expresión espacio-tiempo ha devenido de uso corriente a partir de la Teoría de la Relatividad especial formulada por Einstein en 1905.
Introducción En general, un evento cualquiera puede ser descrito por una o más coordenadas espaciales, y una temporal.
Por ejemplo, para identificar de manera única un accidente automovilístico, se pueden dar la longitud y latitud del punto donde ocurrió (dos coordenadas espaciales), y cuándo ocurrió (una coordenada temporal).
En el espacio tridimensional, se requieren tres coordenadas espaciales.
Sin embargo, la visión tradicional en la cual se basa la mecánica Clásica, cuyos principios fundamentales fueron establecidos por Newton, es que el tiempo es una coordenada
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independiente de las coordenadas espaciales y es una magnitud idéntica para cualquier observador.
Esta visión concuerda con la experiencia: si un evento ocurre a 10 metros, es natural preguntar a 10 metros de qué, pero si nos informan que ocurrió un accidente a las 10 de la mañana en nuestro país, ese tiempo tiene carácter absoluto.
Sin embargo, resultados como el experimento de Michelson-Morley, y las ecuaciones de Maxwell para la electrodinámica, sugerían, a principios del siglo XX, que la velocidad de la luz es constante, independiente de la velocidad del emisor u observador, en contradicción con lo postulado por la mecánica clásica.
Einstein propuso como solución a éste y otros problemas de la mecánica clásica considerar como postulado la constancia de la velocidad de la luz, y prescindir de la noción del tiempo como una coordenada independiente.
En la Teoría de la Relatividad, espacio y tiempo tienen carácter relativo o convencional, dependiendo del estado de movimiento del observador.
Eso se refleja por ejemplo en que las transformaciones de coordenadas entre observadores inerciales (las Transformaciones de Lorentz), involucran una combinación de las coordenadas espaciales y temporal.
El mismo hecho se refleja en la medición de un campo electromagnético, que está formado por una parte eléctrica y otra parte magnética, pues dependiendo del estado de movimiento del observador el campo electromagnético es visto de diferente manera entre su parte magnética y eléctrica por diferentes observadores en movimiento relativo.
La expresión espacio-tiempo recoge entonces la noción de que el espacio y el tiempo ya no pueden ser consideradas entidades independientes o absolutas.
Las consecuencias de esta relatividad del tiempo han tenido diversas comprobaciones experimentales.
Una de ellas se realizó utilizando dos relojes atómicos de elevada precisión, inicialmente sincronizados, uno de los cuales se mantuvo fijo mientras que el otro fue transportado en un avión.
Al regresar del viaje se constató que mostraban horas distintas, habiendo transcurrido "el tiempo" más lentamente para el reloj en movimiento.
Modelización matemática En teoría de la relatividad general el espacio-tiempo se modeliza como un par (M, g) donde M es una variedad diferenciable semiriemanniana también conocida banda lorentziana y g es un tensor métrico de signatura (3,1).
Fijado un sistema de coordenadas (x0, x1, x2, x3, ) para una región del espacio-tiempo el tensor métrico se puede expresar como:
Y para todo punto del espacio-tiempo existe un observador galileano tal que en ese punto el tensor métrico tiene las siguientes componentes:
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Contenido material del espacio-tiempo
El contenido material de dicho universo viene dado por el tensor energía-impulso que puede ser calculado directamente a partir de magnitudes geométricas derivadas del tensor métrico. Las ecuaciones de escritas componentes a componentes relacionan el tensor energía impulso con el tensor de curvatura de Ricci y las componentes del propio tensor métrico:
La anterior ecuación expresa que el contenido material determina la curvatura del espacio-tiempo.
Movimiento de las partículas
Una partícula puntual que se mueve a través del espacio-tiempo seguirá una línea geodésica que son la generalización de las curvas de mínima longitud en un espacio curvado.
Estas líneas vienen dadas por la ecuación:
Donde los símbolos de Christoffel &Gamma se calculan a partir de las derivadas del tensor métrico g y el tensor inverso del tensor métrico:
Si además existe alguna fuerza debida a la acción del campo electromagnético la trayectoria de la partícula vendría dada por:
Donde:
, carga eléctrica de la partícula.
, el tensor de campo electromagnético.
el tiempo propio de la partícula.
Obtenido de "http://es.wikipedia.org/wiki/Espacio-tiempo"
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LA TEORÍA DE LA RELATIVIDAD
En 1906 el físico Albert Einstein (1879 - 1955) formuló la Teoría de la Relatividad Especial
RELATIVIDAD ESPECIAL
El trabajo de Einstein comenzó con un acertijo:
Un móvil emite luz hacia adelante y hacia atrás. ¿Cuál de los dos rayos de luz se mueve con mayor velocidad en relación al suelo? La respuesta correcta es:
• ¿El rayo de luz delantero se mueve con mayor velocidad? NO
• ¿El rayo de luz trasero se mueve con mayor velocidad? NO
• ¿Los dos rayos se mueven a igual velocidad? SI
Según la mecánica clásica la primera respuesta sería la correcta, sin embargo un experimento realizado en 1887 por los físicos A. Michelson y E. Morley encontró que la respuesta correcta es la última.
La velocidad de la luz es constante sin importar quién ni cómo se emitió
¿Qué dice la teoría de la Relatividad Especial?
La Relatividad Especial toma el hecho de la constancia de la velocidad de la luz como condición básica para la construcción de la teoría. Además, Einstein introduce otro elemento: La coordenada del tiempo se debe tratar simplemente como una coordenada más del espacio.
Las consecuencias de esta teoría son inimaginables:
• Un intervalo de tiempo medido en tierra no es igual al mismo intervalo medido desde un móvil
• Una distancia medida en tierra no es igual a la misma distancia medida desde un móvil
• La masa y la energía son conceptos equivalentes. La masa puede convertirse en otras formas de energía (como, por ejemplo, ondas de luz) y al contrario. De aquí sale la famosa fórmula
E = mc2
(E = energía, m = masa, c = velocidad de la luz)
Ejemplos donde se ha comprobado la conversión de masa en energía son la fisión nuclear, la fusión nuclear y la creación y aniquilación de materia.
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RELATIVIDAD GENERAL
La gravedad es una fuerza de atracción universal que sufren todos los objetos con masa, sea este un electrón o una estrella.
En 1916 Einstein extendió los conceptos de la Relatividad Especial para explicar la atracción gravitacional entre masas.
La estructura del espacio-tiempo es modificada por la presencia de un agujero negro
Según Newton la fuerza de gravedad aparece automáticamente siempre que hayan dos masas. ¿Cuál es el problema con esta teoría? Para entender las dificultades con la teoría de Newton, que motivaron a Einstein a buscar una solución mejor, considere el siguiente experimento imaginario:
• La Tierra y la Luna se atraen gravitacionalmente de forma recíproca. Supongamos que la Luna cambia de lugar repentinamente (por ejemplo
como consecuencia de un impacto con un asteroide). La Tierra siente ahora una fuerza de gravedad más intensa porque la Luna se encuentra más cerca.
• La pregunta es: ¿Cuánto tiempo le toma a la Tierra para 'sentir' la nueva posición de la Luna?
Según la teoría clásica de Newton este tiempo es 0.0 segundos, es decir, la acción de la gravedad se transmite a una velocidad infinita!!!
Esto es imposible! ya sabemos que la máxima velocidad que se da en la naturaleza es la velocidad de la luz, lo cual es justamente el postulado primordial que usó Einstein para su Teoría de la Relatividad Especial.
Este dilema se resuelve con la teoría de la gravedad de Einstein o Teoría de la Relatividad General.
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¿Qué dice la teoría de la Relatividad General?
• La gravedad (o atracción entre cuerpos con masa) es consecuencia de la forma del espacio.
• La fuerza que sentimos cuando nos movemos en un sistema acelerado (por ejemplo cuando la buseta frena) tiene la misma naturaleza que la fuerza de atracción entre masas (por ejemplo la fuerza de gravedad que ejerce la Tierra sobre la Luna).
Una forma muy compacta de expresar el punto central de la Teoría de la Relatividad General es diciendo que la gravedad es equivalente a la curvatura del espacio.
Pero, ¿Qué significa todo esto?
Para entenderlo, vamos a tomar un ejemplo en el que tenemos que poner a trabajar nuestra imaginación.
Supongamos que vivimos en un mundo de dos dimensiones (en vez de tres), por ejemplo en una hoja de papel (sin profundidad).
Vamos a medir la forma del espacio usando una rejilla.
La distancia entre un nodo y su vecino es el patrón de medida:
Cuando no existe materia alguna el espacio es plano.
Todas las celdas de la rejilla son del mismo tamaño.
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Coloquemos una estrella en medio de este espacio.
La presencia de la estrella (por su masa) ha deformado el espacio dandole una 'curvatura' en la región vecina a la estrella.
Notar como la distancia patrón se modifica de forma más pronunciada en cercanías de la estrella:
¿Qué ocurre si en vez de la estrella colocamos un agujero negro muy masivo?
En este caso la deformación del espacio es mayor:
La fuerza que siente un planeta hacia el Sol, en realidad es simplemente el efecto producido por su movimiento en el espacio que ha sido deformado por la masa del Sol
¿Cómo sabemos que la Teoría de la Relatividad General es correcta?
Se han realizado una gran cantidad de experimentos y observaciones y hasta el día de hoy (1999) no se han encontrado datos en contradicción con esta teoría.
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La mayoría de las predicciones se han podido comprobar y se pueden resumir así:
Predicción Confirmación experimental
La luz se desvía al pasar por el Sol Fenómeno observado por Arthur Eddington en el eclipse solar del 29 de mayo de 1919
Precesión de la órbita de Mercurio Conocida antes de que Einstein formulara la teoría
Cambio en la rapidez con la que fluye el tiempo en un campo gravitacional
Medido experimentalmente por J. C. Hafele y R. Keating en 1971
Ondas gravitacionales Evidencia indirecta por observaciones del sistema binario PSR 1913 realizadas por Hulse y Taylor en 1975.
Agujeros negros Varias observaciones de núcleos galácticos activos
Efecto de lente gravitacional Observado a diario con potentes telescopios
Equivalencia entre masa gravitacional y masa inercial
Comprobado por Roll, Krotkov y Dicke en 1964
Corrimiento espectral 'hacia el rojo' de la luz en un campo gravitacional
Medido por Pound y Rebka en 1960
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ORIGEN DE LA ESTRUCTURA COSMICA
Indice
01 El origen del Universo
02 La primera fracción de segundo
03 El origen de los neutrinos
04 Aniquilación de antimateria
05 Nucleosíntesis
06 Fin de nucleosíntesis
07 Formación de atomos
08 La radiación cósmica de fondo
09 Formación de estructura
10 Las primeras estrellas
11 Origen del sistema solar
12 Evidencia experimental
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ORIGEN:
01 EL ORIGEN DEL UNIVERSO
El Universo se originó hace 14 mil millones de años en una gran explosión del espacio.
Toda la energía existente en el Universo estaba concentrada en un punto más pequeño que un átomo.
La temperatura era muy alta y por esta razón no existía la materia como la conocemos hoy.
Después de la explosión, el espacio se expande y se enfría permitiendo la formación de átomos, estrellas, galaxias, y planetas a partir de partículas elementales.
¿Qué es la Teoría del Big Bang?
• La teoría del Big Bang explica la expansión del Universo, la existencia de un pasado denso y caliente, el origen de los elementos químicos primordiales y la formación de los objetos astronómicos que se observan en la esfera celeste (estrellas, galaxias, cúmulos de galaxias, etc).
• Esta teoría se basa en la Relatividad General de Einstein y en combinación con las predicciones de la física nuclear y la física de partículas e interacciones constituye el modelo estándar de la de la cosmología moderna.
• La cosmología del Big Bang es consistente con las observaciones que se han realizado
• El Big Bang explica la evolución del universo a partir del primer segundo, pero no explica cómo se generó el universo ni qué ocurrió antes del primer segundo. Existen varias hipótesis sobre este evento, entre las cuales el modelo de inflación es de interés ya que resuelve algunas dificultades teóricas inherentes en la teoría del Big Bang. Mientras que el Big Bang goza de un sólido soporte en observaciones, el modelo de inflación requiere mayor evidencia observacional para ser aceptado definitivamente.
¿Qué había antes del Big Bang?
IMPORTANTE: El Universo NO se expande en un espacio preexistente. Es el espacio mismo el que está en expansión
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02 LA PRIMERA FRACCIÓN DE SEGUNDO
Comenzamos la descripción de la historia del universo una centécima de segundo después de la gran explosión.
La densidad es inimaginable, la temperatura es de 100.000 millones de grados Kelvin.
Aun no existen átomos.
La materia que aparece en los primeros segundos del universo es en forma de partículas elementales: electrones, neutrinos, fotones (luz) y algunos pocos neutrones y protones.
El universo es como una sopa densa de partículas elementales que se van creando en pares partícula-antipartícula.
Por ejemplo un par electrón-positrón se puede formar a partir de un fotón que tenga la energía suficiente.
Tiempo 0.01 seg Temperatura 100.000 millones de grados Kelvin
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03 EL ORIGEN DE LOS NEUTRINOS
A medida que el universo se expande baja la temperatura y se reduce la densidad. Estamos a 1 segundo después del Big Bang.
Entre más alta sea la temperatura más colisiones se presentan entre partículas elementales, pero los neutrinos son partículas que interactúan muy poco y cuando la temperatura baja a 10.000 millones
de grados Kelvin se comportan como partículas libres, creando un fondo cosmológico de neutrinos.
Tiempo 1 seg Temperatura (grados Kelvin) 10.000 millones
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04 ANIQUILACIÓN DE ANTIMATERIA
El universo continúa en expansión y después de 13.8 segundos los electrones (materia) y los positrones (antimateria) se aniquilan generando una gran cantidad de energía en forma de fotones.
El universo está dominado por radiación.
Lo único que queda además de neutrinos y fotones son unos pocos electrones, neutrones y protones (un protón por cada 1.000 millones de fotones).
Con estas partículas más adelante se van a formar las estrellas, las galaxias, los planetas y todo lo que observamos en el universo incluyendo los seres vivos.
Tiempo 13.8 seg Temperatura (grados Kelvin) 3.000 millones
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05 NUCLEOSÍNTESIS
Los núcleos atómicos están hechos de neutrones y protones.
A los 3 minutos ya existen las condiciones para la formación de los primeros núcleos atómicos.
El núcleo más sencillo que se puede formar es el de Deuterio.
¿Cómo? Por la fusión nuclear de 1 protón + 1 neutrón.
Unos segundos antes no se podían formar porque la temperatura aún era muy alta y se destruirían con facilidad.
En seguida se puede formar el núcleo de Helio (= 2 protones + 2 neutrones).
Tiempo 3 min Temperatura (grados Kelvin) 1.000 millones
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06 FIN DE LA NUCLEOSÍNTESIS
Este es la época en la cual se fija la composición química primordial del universo.
Para que se pueda mantener la formación de núcleos atómicos se debe contar con una temperatura y densidad muy alta.
Sin embargo, el universo se enfría a medida que se expande.
A los 34 minutos se frena la producción de núcleos atómicos porque la temperatura no es lo suficientemente alta para lograr la fusión nuclear de elementos más pesados.
El resultado final es que el universo queda con una composición química primordial así: 25% helio (2He4), 75% hidrógeno (1H
1) y unas pequeñas trazas de deuterio (1H2), helio-3 (2He3) y
litio (3Li7).
Esta es la materia normal que aparecerá en las estrellas, planetas, y todos los objetos astronomicos que observamos.
En el universo también hay una gran componente de partículas elementales de naturaleza distinta.
Este tipo de materia se llama materia oscura y aún no ha sido observada directamente.
Tiempo 34 min Temperatura (grados Kelvin) 300 millones
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07 FORMACIÓN DE ÁTOMOS
Pasan 380.000 años, el universo sigue en expansión, la materia y la radiación interactúan fuertemente por medio de fuerzas electromagnéticas que hacen que la luz sea dispersada por los electrones.
Esto quiere decir que la radiación (fotones) sufre muchas colisiones que no le permiten la libre propagación.
Situados en un lado del universo en esta época no prodríamos ver que estaba sucediendo al otro lado del universo por que la radiación no se propagaba libremente.
Era como estar inmerso en la neblina.
Aun no existen los átomos, las altas temperaturas no permiten que los núcleos de hidrógeno y helio existentes atrapen electrónes para formar átomos neutros.
Para formar átomos es necesario contar con electrones libres de baja energía que puedan ser atraídos por la fuerza electromagnética del núcleo.
Al comienzo, la temperatura es muy alta y no se pueden formar átomos.
En estas condiciones, si un átomo llegara a formarse inmediatamente se destruiría debido al excesivo número de colisiones energéticas entre las partículas.
Un evento importante sucede a los 380.000 años de edad del universo: la temperatura baja a 3.000 grados Kelvin, suficientemente baja para permitir la formación de átomos neutros. Antes de la formación de átomos neutros la luz no podía viajar libremente de un extremo a otro del universo, por el contrario, los electrones libres formaban un medio difuso y opaco para la luz, como una nube densa.
Cuando los electrones libres son absorbidos por los átomos recien formados el medio cambia repentinamente de difuso a transparente para la radiación.
Se origina así un fondo cosmológico de radiación (o radiación cósmica de fondo).
Tiempo 380.000 años Temperatura (grados Kelvin) 3.000
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08 LA RADIACIÓN CÓSMICA DE FONDO
En las condiciones de alta temperatura y densidad que se encuentran en las primeras etapas del universo los fotones tienen mucha energía y por lo tanto se comportan como partículas.
Estas partículas (fotones) sufren muchos choques haciendo que el medio sea opaco.
Cuando el universo tiene una edad de 380.000 años se forman átomos neutros.
En este proceso los electrones libres quedan atrapados en los átomos y como consecuencia los fotones pueden viajar libremente!
La luz ahora se propaga libremente y constituye un fondo de radiación constante en el universo.
Tiempo 380.000 años Temperatura (grados Kelvin) 3.000
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09 FORMACIÓN DE ESTRUCTURA
Una vez generada la radiación cósmica de fondo, pasan muchos millones de años muy aburridores para la historia del universo.
No pasa nada excepto la continuación de la expansión y el enfriamiento.
Durante esta época el universo es oscuro, como una bola de gas que alcanza el equilibrio termodinámico.
No hay estrellas o galaxias que emitan rayos de luz.
a única forma de radiación es la radiación cósmica de fondo proveniente del Big Bang, que se enfria en forma proporcional a la expansión del espacio.
Pero, IMPORTANTE: las pequeñas fluctuaciones en la distribución de la materia se amplifican por la acción de la gravedad.
Éste es el principio de la formación de estrellas, galaxias y estructuras mayores.
Comenzando a los 200 millones de años de edad del universo las nubes más densas colapsan por la acción de la gravedad y se convierten en las primeras estrellas.
Las galaxias se forman por agregación de estrellas y nubes de gas a partir de los 700.000 años, y más adelante las galaxias se agrupan en sistemas mayores.
El proceso de formación de estructura aun continua hoy con cúmulos galácticos y super-cúmulos que encierran una masa total equivalente a 10.000.000 de millones de soles (= 1014 masas solares).
• ¿Cómo aparecieron las fluctuaciones en la densidada de la materia?
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10 LAS PRIMERAS ESTRELLAS
La época oscura del universo termina cuando aparece la luz de las primeras estrellas a los 200 millones de años después del Big Bang.
Dentro de las nubes que se forman por colapso gravitacional existen regiones con mayor concentración de masa.
El colapso de estas nubes de materia primordial se produce con la ayuda de la gravedad proveniente de la materia oscura en el universo.
En estas nubes superdensas la energía gravitacional se convierte en calor, sube la temperatura y la presión y
comienza el proceso de fusión nuclear haciendo que las primeras estrellas brillen.
La luz de las primeras estrellas alcanza a ionizar los átomos del medio interestelar.
Por esta razón a esta época se le llama de re-ionización.
Vuelven a aparecer electrones libres con los que se dispersa la radiación cósmica de fondo, dejando una huella característica en este fondo de radiación.
Las primeras estrellas solo tienen hidrógeno y helio, pero en sus núcleos se forman elementos químicos más pesados y cuando estas llegan al término de su vida, algunas se convierten en supernovas que explotan enriqueciendo el medio interestelar con los nuevos elementos químicos que aparecerán en estrellas formadas posteriormente.
IMPORTANTE: Dentro del núcleo de las estrellas, la fusión nuclear forma elementos más pesados que el helio. Por ejemplo se puede formar nitrógeno, carbono, hierro, etc.
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11 ORIGEN DEL SISTEMA SOLAR
El Sol y los planetas se formaron a partir de una nube de gas primordial (hidrógeno 75% y helio 25%) hace 4.500 millones de años.
El Sol y los planetas gigantes (Júpiter, Saturno, etc) se originaron de esas nubes por la acción de la gravedad que tiende
a acumular grandes cantidades de masa en centros bien definidos.
Uno de estos centros resultó ser el Sol, otro Júpiter, etc. con la diferencia de que la cantidad de masa que pudo acumular el Sol fue lo suficientemente grande para alcanzar la densidad y temperatura que comienzan el proceso de fusión nuclear.
Los planetas sólidos como la Tierra se formaron por la acumulación de planetesimales que a su vez se formaron por agregación de pequeños fragmentos de materia.
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12 EVIDENCIA EXPERIMENTAL DEL BIG BANG
¿ Cómo sabemos que la teoría del Big Bang es correcta?
Una buena teoría debe hacer predicciones.
Cuando las predicciones se pueden comprobar experimentalmente la teoría gana peso.
Veamos la evidencia:
Tabla de consistencia del Big Bang.
Se enumeran las predicciones de la teoría y los hechos que se deberían cumplir para que la teoría sea auto-consistente. Al lado se anota la evidencia experimental correspondiente. Bajo la columna de probabilidad (prob) se le asigna a cada predicción un puntaje que básicamente designa la probabilidad de que la predicción haya quedado probada. Este puntaje no es riguroso, es propuesto por el autor y se basa solamente en su experiencia en el tema y por lo que se refleja en trabajos de otros investigadores del tema.
Predicción Confirmación Prob
1. Expansión del espacio por A. Friedmann en 1922 y G. Lemaître en 1930
Observada por E. Hubble en 1929 demostrando la relación entre velocidad y distancia de galaxias lejanas. La velocidad de expansión determinada por el Telescopio Espacial Hubble y consistente con el valor medido por WMAP es de 22 Km/seg por cada millón de años-luz de distancia.
100
2. Edad finita del universo por A. Friedmann en 1922 y G. Lemaître en 1930
13.700 millones de años con un error del 1%, medida por WMAP y consistente con las edades de las estrellas más viejas y las mediciones de la edad del universo realizadas por el Telescopio Espacial Hubble
100
3. El universo era más caliente y denso en el pasado. G. Gamow, 1946.
La temperatura de la RCF aumenta a medida que se observa más lejanamente. Mediciones de espectros de nubes de gas intergalácticas revelan una temperatura de la RCF creciente con la distancia.
100
4. Composición de elementos primordiales por G. Gamow en 1946
75% hidrógeno, 25% helio y una pequeña fracción de deuterio (ver siguiente punto) y litio medidos en espectros estelares
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5. Presencia de deuterio en el universo
Observando líneas de absorción de la luz de quasars lejanos por gas intergaláctico se ha determinado una abundancia universal de deuterio de 2x10-4 relativa al hidrógeno. El deuterio no puede originarse en las estrellas, el Big Bang es el único mecanismo existente para
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crear este deuterio.
6. Radiación Cósmica de Fondo (RCF) por G. Gamow, R. Alpher y R. Herman en 1948 y R. Dicke y J. Peebles en 1965.
Detectada por A. Penzias y R. Wilson en 1964. Firmemente establecido su origen cosmológico y estudiada en gran detalle por decenas de experimentos en tierra, globos y plataformas satelitales.
100
7. Espectro térmico de la RCF por G. Gamow, R. Alpher y R. Herman en 1948
Distribución espectral de cuerpo negro con desviaciones no mayores que 0.01% y con temperatura de 2,725 ± 0,002 Kelvin medido por los proyectos COBE y COBRA en 1990.
100
8. Anisotropías en la RCF a escalas mayores que 1 grado. Sachs y Wolfe 1967.
Detectadas por el proyecto COBE en 1992 con una amplitud característica ∆T/T = 10-5.
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9. Ondas acústicas en el plasma primordial, por R. A. Sunyaev y Y. B. Zeldovich en 1970.
Detectadas por el experimento Boomerang en el 2000 y confirmada por WMAP y decenas más de experimentos observando desde la tierra y montados en globos.
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10. Polarización de la RCF Detectada por el experimento DASI en el 2002 60
11. Anti-correlación de la temperatura y la polarización de la RCF
Detectada por WMAP en el 2003 70
12. Coherencia de la polarización de la RCF a escalas angulares > 1°
Observada por WMAP en el 2003 60
13. Interacción de la RCF con nubes de gas en cúmulos galácticos. R. A. Sunyaev y Y. B. Zeldovich en 1969.
Observado por Birkinshaw et. al. 1981 midiendo deformaciones del espectro de la RCF en direcciones de cúmulos conocidos.
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14. Formación de estructura a gran escala a partir de inhomogeneidades en densidad del plasma primordial, estudiada por E. Lifshitz en 1946, y J. Silk en 1967.
La concentración de materia en galaxias y cúmulos de galaxias ha sido medida por medio de observaciones profundas del cielo. Estas mediciones son compatibles con la amplitud de las perturbaciones en el plasma a una edad de 380 mil años, según se infieren de las mediciones de anisotropías en la RCF.
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15. Número de familias de neutrinos por G. Steigman, D. Schram y J. Gunn en 1977
Solo 3 familias. Confirmado por experimentos en el acelerador de partículas del CERN midiendo la vida media del bosón intermedio Z0 y consistente con la nucleosintesis en el Big Bang (ver puntos 4 y 5).
80
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16. El universo es finito (H. Olbers, 1823)
La noche es oscura. El universo no pede ser infinito en extensión, de lo contrario en cualquier dirección de observación del cielo nos encontraríamos con una estrella y la noche seria tan brillante como el día.
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17. Debe existir materia oscura no bariónica.
Al momento no ha habido detección exitosa de materia oscura no bariónica que satisfaga los requerimientos de la teoría. Los neutrinos quedan descartados por ser relativistas y tener una masa muy pequeña. La única evidencia favorable viene de la dinámica de galaxias y cúmulos galácticos.
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18. Debe existir un fondo cosmológico de neutrinos
Aún no detectado debido a la insuficiente sensibilidad de los detectores disponibles y a los altos niveles de ruido producido por rayos cósmicos y radioactividad natural en el ambiente.
0
19. Debe existe un fondo cosmológico de ondas gravitacionales
Aún no detectado, y posiblemente no se podrá detectar directamente debido a su baja intensidad. Esta predicción es específica del modelo inflacionario.
0
Y ¿cuáles son los problemas del Big Bang?
Desde el año 1929 cuando el astrónomo Edwing Hubble descubrió la expansión del universo, se ha progresado inmensamente en el entendimiento del origen del cosmos.
La teoría que goza de mayor aceptación y sustento experimental es la cosmología del Big-Bang.
Sin embargo, aún quedan algunos problemas por resolver dentro de esta teoría. Necesitamos mentes inquietas y jóvenes para resolverlos.
EL PROBLEMA DEL HORIZONTE
La temperatura del universo es la misma en cualquier dirección que observemos.
¿Cómo sucede esto, sabiendo que no todos los puntos del universo han interactuado de alguna forma para igualar su temperatura?
EL PROBLEMA DE LA GEOMETRÍA DEL UNIVERSO
La teoría del Big-Bang se basa en la Teoría de la Relatividad General de Albert Einstein, según la cual la geometría del universo puede ser plana (tal como la entendía Euclides) o esférica.
El problema de la geometría radica en que el universo que observamos exhibe una geometría plana (o por lo menos muy cercana a ser plana), lo cual es poco probable ya que de no ser exactamente plana, con el tiempo evolucionaría rápidamente hacia una geometría altamente esférica.
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EL PROBLEMA DE LA MATERIA OSCURA DEL UNIVERSO
Para resolver los dos problemas anteriores, se ha propuesto una solución que se llama el modelo inflacionario y que propone una etapa de rápido crecimiento del universo en sus primeros momentos.
Para que esta propuesta funcione es necesario que el universo tenga muchísima más materia de lo que observamos directamente.
A esta materia se le llama oscura y hasta el momento no se ha encontrado ni se sabe muy bien cuál es su naturaleza.
EL PROBLEMA DE LA EDAD DEL UNIVERSO
A manera de nota histórica (porque ya se ha resuelto este problema) vale la pena mencionar el dilema de la edad del universo: cuando Edwing Hubble observó el movimiento de recesión de las galaxias, la primera idea que se le ocurrió fue que si el universo se expande es porque en algún momento en el pasado todas las galaxias compartían el mismo lugar.
Si pudiéramos devolvernos en el tiempo, ¿cuánto tiempo tomaría el universo para llegar a ese estado? La respuesta nos daría un estimado de la edad del universo.
Los cálculos que se hicieron originalmente arrojaban resultados que indicaban edades de 6 a 10 mil millones de años.
Estos resultados entraban en conflicto con las edades de los cúmulos globulares, los cuales se sabía que tenian edades superiores a los 10 mil millones de años.
Gracias a las mediciones de posiciones estelares por el satélite Hiparcos, y por mediciones de distancias galácticas por el Telescopio Espacial Hubble, este dilema se ha resuelto. Para profundizar en el tema debe leer el artículo ¿Cuál es La Edad del Universo?
