jueves, 3 de noviembre de 2011

Bibliografía.

Astronomía. (nd/fecha). La expansión del universo. Recuperado en octubre del 2011 de http://www.astromia.com/universo/expansion.htm
Astronomía Educativa. (nd/fecha). Teoría del Big Bang y origen del universo. Recuperado en octubre del 2011 de
Astronomía Educativa. (nd/fecha). Teoría Inflacionaria. Recuperado en octubre del 2011 de http://www.astromia.com/astronomia/teoinflacionaria.htm
Astro.ugto. (nd/fecha). Astro física. Recuperado en octubre del 2011 de
Buenas Tareas. (2011). Teorías del Fin Del Universo. Recuperado el 26 de Octubre,  de
http://www.buenastareas.com/ensayos/Teorias-Del-Fin-Del-Universo/1609392.html
Carvajal Carlos. (2001). El efecto Doppler.. Recuperado en octubre del 2011 de
http://almaak.tripod.com/temas/efecto_doppler.htm
Cloer Dan. (2007). Edwin Hubble: El Rey de la Colina. Análisis y Nuevos horizontes.  Recuperado en octubre 2011 de
http://www.visionjournal.es/visionmedia/article.aspx?id=3722&rdr=true&LangType=1034
Club Científico Benzmiliana. (2007).  El efecto Doppler y la expansión del universo.  Recuperado  el 24 de Octubre del 2011, de
 http://www.ciencias.ies-bezmiliana.org/blog/astrofisica/el-efecto-doppler-y-la-expansion-del-universo/
De Lucas Javier. (1999). Átomo primigenio. Recuperado en octubre del 2011 de
Fernández Hugo. (2007). El corrimiento al rojo de la  relatividad especial. Recuperado el 23 de Octubre del 2011, de
Filosofía Idónea. (1999). Paradigma de Thomas Kuhn. Recuperado en octubre del 2011 de
Francis the mule news. (2011). Premio Nobel de Física 2011. Recuperado en octubre del 2011 de http://francisthemulenews.wordpress.com/2011/10/04/premio-nobel-de-fisica-2011-la-energia-oscura-y-la-expansion-acelerada-d
Gribbin John. (2002).Historia de la ciencia. Barcelona, España: Editorial Crítica.p.p 482
Hathway Nancy.  (2010). El universo para curiosos. Recuperado  el 24 de Octubre del 2011 de
Hernández Pedro (2004). El Principio Cosmológico. Recuperado en octubre del 2011 de
Kragh Helge. (2007). Generaciones cuánticas. Una historia de la física. España: Editorial Akai,S.A.
Palau. (2011). Un universo en expansión. Recuperado en octubre del 2011 de
Palazzesi Ariel. (2005). Telescopio Hubble confirma teoría de Einstein. Recuperado en octubre 2011 de
Perú 21.Noticia. (2011). Nobel por estudiar expansión del Universo. Recuperado en octubre del 2011 de 
http://peru21.pe/noticia/1312538/nobel-estudiar-expansion-universo
Rincón del Vago. (1998). Recuperado en octubre del 2011 de
Sánchez José Manuel. (1992). Espacio-tiempo y átomos. Relatividad y mecánica cuántica. Madrid, España: Editorial Akal, S.A.
SDSS: Sloan Digital sky survey.(nd/fecha). Mapping the universe. Recuperado en octubre del 2011 de
Torregrosa, Ángel. (2004).Introducción a la Cosmología. España: Editorial Club Universitario.
 Xtec. (nd/fecha). Teoría del Big Bang. Recuperado en octubre del 20011 de  
Wikipedia. (2011).Destino del Universo. Recuperado en octubre del 2011 de
http://es.wikipedia.org/wiki/Destino_%C3%BAltimo_del_Universo
Wikipedia  (2011)  Edwin Hubble. Recuperado en octubre del 2011 de





Conclusión.

Es difícil saber con certeza cual es la verdadera realidad. Simples estudiantes y curiosos todos, solo podemos leer lo que otros han escrito sobre las observaciones de los verdaderos valientes estudiosos y observadores reales de lo que ocurre en ese universo del que somos solo un punto minúsculo.
Si científicos prominentes como los que ganaron este 2011 el premio Nobel de Física los estadounidenses Saúl Perlmutter y Adam Riess y el australiano de origen estadounidense Brian Schmidt, cuando iniciaron  sus estudios iban encaminados a demostrar la desaceleración de la expansión del universo, pero en realidad mostraron su aceleración, para los simples espectadores solo nos queda leer, comparar y cuestionar.

De forma sencilla se puede concluir sobre el universo:

  1. El universo no es estático sino que cambia, no cesa de cambiar. Los objetos más alejados se mueven a mayor velocidad que los menos alejados.
  2. Las galaxias tienen un origen; se han formato en un determinado momento. Las estrellas que las constituyen tienen un nacimiento, una vida y una muerte. El Sol, es una estrella de segunda generación formada por elementos de estrellas anteriores muertas. Observando el universo se identifican estrellas que se hallan en diferentes fases de su vida.
  1. La evolución del universo conduce a estructuras más y más complejas u ordenadas. Nuestro sistema solar, con 100.000 millones de otras estrellas más, forman la Vía Láctea. Ésta y treinta más como nuestra vecina Andrómeda, forma el Grupo Local. Éste, junto al vecino y altamente poblado Cúmulo de Virgen, forma el Supercúmulo Local. Nuestros telescopios han registrado estructuras parecidas en todos los rincones del universo: se han catalogado varios miles de cúmulos de galaxias. Palau.(2011)


Destino del Universo.


Destino del Universo
Desde las visiones más antiguas del universo, en que se le concebía, como inmutable, hasta con las teorías relativistas, de un universo en expansión, prevalecen las preguntas como:

¿cuál va a ser la evolución del universo? ¿hacia dónde se dirige?  y sobre todo 

¿cuál será el destino último del universo?

Con la concepción de la teoría del Big Bang, se preguntaba si había suficiente velocidad de escape, para que el universo siguiera su expansión, o por el contrario sucumbiría ante la fuerza de la gravedad  en la que obtendrías un Big Crunch, en que el universo vuelve al súper átomo que le dio origen.
El corrimiento al rojo, que mostraban la luz de  las galaxias observadas, sugería que efectivamente estas se alejaban  cierta velocidad no importaba la dirección en que se mirara.
Eventualmente mediciones más precisas de dichas observaciones demostraron que las galaxias se alejan acelerando, es decir aumentan cada  vez la velocidad.  Desde entonces se han  sugerido muchos modelos para poder explicar  dicha expansión acelerada del universo. Entre los cuales están, según:
Big Freeze o Heat Death
Big Crunch
Big Bounce
Multiverso
Falso vacío
El modelo cosmológico multi-nivel o Niveles indefinidos
Se expone un resumen de dos de las más consideradas:
Teoría del Big Crunch
En cosmología la Gran Implosión, también conocida como Gran Colapso o directamente mediante el término inglés Big Crunch, es una de las teorías que se barajan sobre el destino último del universo.

La teoría de la Gran Implosión propone un universo cerrado. Según esta teoría, si el universo tiene una densidad crítica superior a 3 átomos por metro cúbico, la expansión del universo, producida en teoría por la Gran Explosión (o Big Bang) irá frenándose poco a poco hasta que finalmente comiencen nuevamente a acercarse todos los elementos que conforman el universo, volviendo al punto original en el que todo el universo se comprimirá y condensará destruyendo toda la materia en un único punto de energía como el anterior a la Teoría de la Gran Explosión.
El momento en el cual acabaría por pararse la expansión del universo y empezaría la contracción depende de la densidad crítica del Universo; obviamente, a mayor densidad mayor rapidez de frenado y contracción -y a menor densidad, más tiempo para que se desarrollaran eventos que se prevé tendrían lugar en un universo en expansión perpetua De Buenas tareas.(2011).

El universo oscilante es una hipótesis propuesta por Richard Tolman, según la cual, el universo sufre una serie infinita de oscilaciones, cada una de ellas iniciándose con un Big Bang y terminando con un Big Crunch. Después del Big Bang, el universo se expande por un tiempo antes de que la atracción gravitacional de la materia produzca un acercamiento hasta llegar a un colapso y sufrir seguidamente un Gran Rebote.
Esta hipótesis fue bastante aceptada durante un tiempo por los cosmólogos que pensaban que alguna fuerza debería impedir la formación de singularidades gravitacionales y conecta el Big Bang con un anterior Big Crunch: las singularidades matemáticas que aparecían en los cálculos eran el resultado de sobre idealización matemática y serían resueltas por un tratamiento más cuidadoso. 
Buenas tareas.(2011).
Teoría del Big Rip
La clave de esta hipótesis es la cantidad de energía oscura en el Universo. Si el Universo contiene suficiente energía oscura, podría acabar en un desgarramiento de toda la materia.
El valor clave es , la razón entre la presión de la energía oscura y su densidad energética. A , el Universo acabaría por ser desgarrado. Primero, las galaxias se separarían entre sí, a 1000 millones de años del final. Luego la gravedad sería demasiado débil para mantener integrada cada galaxia, y 60 millones de años antes del fin, sólo habría estrellas aisladas. Aproximadamente tres meses antes del fin, los sistemas solares perderían su cohesión gravitatoria. En los últimos minutos, se desbaratarían estrellas y planetas. El Universo quedaría en átomos, pero no se habría acabado todo. Los átomos serían destruidos en una fracción de segundo antes del fin del tiempo y sólo quedaría radiación. El Universo sería como el Big Bang pero casi infinitamente menos denso.

A diferencia del Big Crunch, en el que todo se condensa en un solo punto, en el Big Rip el Universo se convertiría en partículas subatómicas flotantes que permanecerían para siempre separadas, sin cohesión gravitatoria ni energía alguna.
Debido a que la materia sólo representa el 27% del Universo y el 73% restante está formado por la energía oscura, el Big Rip parece ser una de las teorías más aceptadas en la actualidad del fin del Universo.
Algunos científicos han sugerido que una civilización avanzada podría escapar del "Big Rip" mediante el uso de agujeros de gusano, sin embargo, otros estudios muestran que ello quizás sea imposible, y que nada más complejo que un protón podría conseguirlo. 
Wikipedia.(2011).
Video: "Ejemplo del desgarramiento del Universo"


Visión del paradigma en el siglo XXI.

La expansión del Universo como Paradigma Científico

"Los paradigmas son consideradas como realizaciones científicas universalmente reconocidas que, durante cierto tiempo, proporcionan modelos de problemas y soluciones a una comunidad científica", Filosofia.idóneos.(1999).

Entonces para la ciencia, un paradigma es el conjunto de experimentos modélicos capaces de ser copiados o emulados; siendo la base para crear un consenso científico. El paradigma prevalente presente en el consenso imperante representa, a menudo, una forma más específica de ver la realidad o las limitaciones de propuestas para la investigación futura; más que un método científico mucho más genérico. 

Entonces el paradigma del universo en expansión viene dado desde las observaciones de Hubble en los años veinte.  Como se afirmado en este trabajo el  corrimiento al rojo , que  se explica con el efecto Doppler ,demuestra   que las galaxias se alejan unas de otras. Los cálculos señalan una velocidad directamente proporcional a la distancia a la que se encuentran.

Este modelo  conduce a que el universo se expande en el espacio, pero se encuentran ciertas contradicciones aplicando los cálculos de Hubble, por tal razón surge una un paradigma moderno, de la cosmología moderna, que utiliza un modelo, se considera que es el espacio es el  que se expande.

En el modelo relativista de Einstein propuso la constante cosmológica, que hace que las galaxias se separen y la gravedad tratando de juntarlas. Sin embargo, en el paradigma  reciente de expansión del espacio, es el propio espacio que se expande, dilatando la longitud de onda de los fotones a lo largo del tiempo que dura el viaje hasta que dicha luz sea observada por nosotros. Es decir puede ser que el espacio se expanda sin importar la fuerza de la gravedad supera o no a la energía oscura.

Puede ser que esta expansión sea una ley del universo y no tome en cuenta, ni la constante cosmológica, ni la gravedad. Es decir el corrimiento al rojo, y la aparente expansión del universo seria independiente de los efectos de la gravedad y de la energía oscura.
Ahora si consideramos el espacio en expansión como una Ley del Universo muchas interrogantes, que no explican los modelos relativistas, quedarían resueltas. Las galaxias se alejan igualmente por esta ley a pesar de la gravedad o la presión de la energía oscura, estas solo tendrían influencia solo a nivel “local” , formando cúmulos de galaxias y otras estructuras  como los racimos de galaxias, pero la expansión continuaría a su ritmo  de forma imparable de manera que la densidad tampoco influiría, en esta modelo, pues no se podría decir que es la densidad critica, pues no tendría sentido un análisis gravitatorio de la expansión a nivel  general.

Se resolvería también el problema de la planitud del universo, basado en el estudio del ritmo  de expansión del universo, pues el ritmo es independiente de la densidad del universo. En este modelo el ritmo de expansión es constante, ya que la gravedad y la energía oscura no influirían. Esto nos conduce a un modelo de tipo gravitatorio y de densidad cero. Sería un universo de expansión constante equivalente a Universo vacio en que las galaxias no se verían frenadas por la gravedad ni aceleradas por la materia oscura.  Un universo en que la gravedad y la energía se compensarían exactamente durante todo el tiempo del Universo. Torregrosa. (2004).

Despues de la primera mitad del siglo XX.

 Despues del Big Bang



La radiación cósmica de fondo

En 1965, dos científicos de los Bell Laboratories que trataban de poner en funcionamiento un potente nuevo radio receptor de microondas veían obstaculizados sus esfuerzos por un molesto parásito. Arno Penzias y Robert Wilson pensaron que habían encontrado la clave del problema cuando descubrieron un nido de palomas en la enorme antena, pero la expulsión de las aves no solucionó el problema del parásito. Continuaron investigando su origen hasta encontrarlo, un hallazgo que les valió el Premio Nobel de Física de 1978.
Penzias y Wilson observaron que la misteriosa radiación de microondas procedía de más allá de su receptor, de más allá de la tierra e incluso de más allá de nuestra galaxia. Parecía como si todo el universo emitiese un leve fulgor de radiación de microondas en cualquier dirección hacia la cual apuntasen su antena. Su descubrimiento, actualmente denominado radiación cósmica de fondo, parece ser el remanente diluido del intenso calor y luz desprendido en los momentos iniciales de la explosión primordial.
La radiación de fondo cósmico puede compararse al calor y la luz que desprende el rescoldo de un fuego. Esa radiación ya no se halla en la región visible del espectro electromagnético sino en la infrarroja. Podría decirse que el rescoldo de la bola de fuego original del universo se encuentra a estas alturas muy frío y no emite ya ni tan solo radiación infrarroja. En su lugar se desprende radiación de microondas, de longitud de onda mayor y menor energía, detectable solamente mediante receptores de alta sensibilidad. Como cualquier radiación, las microondas existen en forma de partículas de luz, llamadas fotones; los fotones de la radiación de fondo cósmico corresponden a una temperatura tremendamente baja, de tres grados por encima del cero absoluto. Sorprendentemente, casi veinte años antes de su descubrimiento, el científico George Gamow había predicho la existencia de dicha radiación de fondo cósmico como resultado de su modelo caliente del universo.
 
Utilizando el modelo de otros astrofísicos que predijeron en 1948 que el enfriamiento gradual del universo desde su fase incandescente inicial debería conducir, en el momento presente, a una radiación de fondo correspondiente a una temperatura cinco grados por encima del cero absoluto. Hoy en día, la presencia universal de ese fondo de radiación de microondas convence a la mayoría de científicos de que el universo no sólo tuvo un principio sino que dicho principio tuvo lugar en forma de una gigantesca explosión o Big Bang. 
Rincón del vago. (1998).

La Teoría inflacionaria
Según la teoría del Big Bang, la expansión del universo pierde velocidad, mientras que la teoría inflacionaria lo acelera e induce el distanciamiento, cada vez más rápido, de unos objetos de otros. Esta velocidad de separación llega a ser superior a la velocidad de la luz, sin violar la teoría de la relatividad, que prohíbe que cualquier cuerpo de masa finita se mueva más rápido que la luz. Lo que sucede es que el espacio alrededor de los objetos se expande más rápido que la luz, mientras los cuerpos permanecen en reposo en relación con él.

Alan H Guth del Instituto Tecnológico de Massachusetts (M.I.T.) sugirió en 1981 que el universo caliente, en un estadio intermedio, podría expandirse exponencialmente. La idea de Guth postulaba que este proceso de inflación se desarrollaba mientras el universo primordial se encontraba en el estado de superenfriamiento inestable. Este estado superenfriado es común en las transiciones de fase; por ejemplo en condiciones adecuadas el agua se mantiene líquida por debajo de cero grados. Por supuesto, el agua superenfriada termina congelándose; este suceso ocurre al final del período inflacionario.

En 1982 el cosmólogo ruso Andrei Linde introdujo lo que se llamó "nueva hipótesis del universo inflacionario". Linde se dio cuenta de que la inflación es algo que surge de forma natural en muchas teorías de partículas elementales, incluidos los modelos más simples de los campos escalares. Si la mayoría de los físicos han asumido que el universo nació de una sola vez; que en un comienzo éste era muy caliente, y que el campo escalar en el principio contaba con una energía potencial mínima, entonces la inflación aparece como natural y necesaria, lejos de un fenómeno exótico apelado por los teóricos para salir de sus problemas. Se trata de una variante que no requiere de efectos gravitatorios cuánticos, de transiciones de fase, de un superenfriamiento o también de un supercalentamiento inicial.

Considerando todos los posibles tipos y valores de campos escalares en el universo primordial y tratando de comprobar si alguno de ellos conduce a la inflación, se encuentra que en los lugares donde no se produce ésta, se mantienen pequeños, y en los dominios donde acontece terminan siendo exponencialmente grandes y dominan el volumen total del universo. Considerando que los campos escalares pueden tomar valores arbitrarios en el universo primordial, Andrei Linde llamó a esta hipótesis "inflación caótica".

La teoría inflacionaria, predice que el universo debe ser esencialmente plano, lo cual puede comprobarse experimentalmente, ya que la densidad de materia de un universo plano guarda relación directa con su velocidad de expansión.

La otra predicción comprobable de esta teoría tiene que ver con las perturbaciones de densidad producidas durante la inflación. Se trata de perturbaciones de la distribución de materia en el universo, que incluso podrían venir acompañadas de ondas gravitacionales. Las perturbaciones dejan su huella en el fondo cósmico de microondas, que llena el cosmos desde hace casi 15 mil millones de años. 
Astronomía Educativa. (nd).

La teoría inflacionaria, formulada en la década de 1980, resuelve dificultades importantes en el planteamiento original de Gamow al incorporar avances recientes en la física de las partículas elementales. Estas teorías también han conducido a especulaciones tan osadas como la posibilidad de una infinitud de universos producidos de acuerdo con el modelo inflacionario.
Rincón del vago. (1998).

Nobel por estudiar expansión del Universo


Del medio de noticias, Perú 21. (2011),  Los estadounidenses Saúl Perlmutter, Brian Schmidt y Adam Riess hallaron que el cosmos se extiende de forma acelerada por energía oscura. Su investigación se basó en la observación de supernovas y por derrumbar una premisa fundamental de la astronomía y demostrar que de hecho la expansión del Universo se está acelerando, no frenando. El descubrimiento creó una nueva perspectiva sobre el destino final del Universo: un sitio de temperaturas superbajas y cielos negros que no se verán interrumpidos por la luz de las galaxias alejándose unas de otras a una velocidad increíble. 





Nadie sabe lo que es la energía oscura. Pero en 1998 se descubrió que algo está acelerando la expansión cósmica y a ese algo se le ha bautizado como energía oscura. Los dos grupos que han obtenido el Nobel utilizando supernovas de tipo “Ia” como candelas para medir grandes distancias en el universo. Sumando los resultados de ambos equipos se estudiaron unas 50 supernovas cuya luminosidad era más débil de la esperada según los modelos teóricos, por alguna razón parecía que estaban más lejos de lo esperado. La explicación más razonable era que la expansión del universo se estaba acelerando. Desde 1998 gran número de estudios cosmológicos han verificado la hipótesis de la energía oscura, que parece una hipótesis robusta, aunque nadie sepa realmente qué es. Francis the mule news. (2011).

Evolución del Universo.

Uno de los problemas sin resolver en el modelo del Universo en expansión, es si el Universo es abierto o cerrado, esto es, si se expandirá indefinidamente o se volverá a contraer.
Un intento de resolver este problema es determinar si la densidad media de la materia en el Universo es mayor que el valor crítico en el modelo de Friedmann. La masa de una galaxia se puede medir observando el movimiento de sus estrellas; multiplicando la masa de cada galaxia por el número de galaxias se ve que la densidad es sólo del 5 al 10% del valor crítico. La masa de un cúmulo de galaxias se puede determinar de forma análoga, midiendo el movimiento de las galaxias que contiene. Al multiplicar esta masa por el número de cúmulos de galaxias se obtiene una densidad mucho mayor, que se aproxima al límite crítico que indicaría que el Universo está cerrado. La diferencia entre estos dos métodos sugiere la presencia de materia invisible, la llamada materia oscura, dentro de cada cúmulo pero fuera de las galaxias visibles. Hasta que se comprenda el fenómeno de la masa oculta, este método de determinar el destino del Universo será poco convincente. 
Rincón del Vago. (1998).
Todos los hechos expuestos hasta ahora dan soporte a la hipótesis de que el universo comenzó súbitamente, a partir de un estado inicial a muy altas temperatura y densidad, y que comenzó a expandirse hace entre 10 y 20 mil millones de años. Es lo que se denomina Teoría del Big Bang. Hoy en día se sabe que el universo tiene entre 14 000 a 15 000 millones de años.
Normalmente, se considera que la historia del universo, desde sus principios, ha pasado por cuatro fases de duraciones muy diferentes y progresivamente más largas:  
La era hadrónica: Se denomina así a causa de que, durante su transcurso, las partículas gobernadas por la interacción fuerte (protones, neutrones y otras partículas pesadas) eran las protagonistas principales. Esta era se subdivide en diversas partes. El tiempo de Plank, de una duración de 10−43s, para el cual no se tene todavía una teoría física que explique el comportamiento. La temperatura durante este tiempo era del orden de 1309 ºC. El tiempo de Gran Unificación, durante el cual las interacciones fuerte, débil y electromagnética no se podían distinguir. Sólo la gravedad estaba separada de las otras fuerzas. Esta fase acaba cuando la temperatura llega a 1300 ºC, a un tiempo del orden de 10−32s. Al final de este período la fuerza fuerte se separa de las otras y aparecen los quarks y otras partículas relacionadas con ellos. Igualmente, el final de la etapa viene señalada por la bariosíntesis, es decir, la formación de los protones y de los neutrones y la aniquilación de sus antipartículas. El tiempo de la interacción electro débil, que se acaba cuando las fuerzas débil y electromagnética se separan, a un tiempo del orden de 10−7s y a una temperatura alrededor de 1288 ºC.


La era leptónica: Durante esta era las partículas protagonistas son los leptones, especialmente los electrones y los positrones, que están en equilibrio térmico con la radiación. Esta era se acabó cuando el universo tenía una edad de unos 10 segundos, una temperatura de 10784 ºC y una densidad 104 veces la del agua.


La era radiactiva: Al principio de esta era empieza la nucleosíntesis cosmológica que llevará a las abundancias de helio, deuterio y litio que actualmente encontrarnos en el universo. Durante esta era, los leptones dejan de estar en equilibrio con la radiación. Esto comporta que los neutrones, que hasta entonces estaban en equilibrio con los protones, dejan de estarlo, ya que se desintegran dando protones, electrones y antineutrinos, mientras que el proceso inverso ya no se puede dar. Esto explica que actualmente en el universo haya muchos más protones que neutrones. Durante esta era, el universo estaba dominado por la radiación. La energía contenida en la radiación era superior a la contenida en la materia, a causa de la alta temperatura. Se puede decir que el universo era "brillante", dominado por la luz, y la materia estaba completamente ionizada. Esta era duró del orden de un millón de años y se acabó cuando la temperatura había bajado hasta unos 10.000 ºC y la densidad hasta unos 10−21g/cm3. 


La era estelar: Al final de la era radiactiva, la materia deja de estar ionizada. Es decir, los protones y los electrones se combinan para dar átomos de hidrógeno. El universo se vuelve neutro y oscuro. La luz deja de interaccionar con la materia y empieza a viajar libremente por el universo. Estos fotones son los que hoy día podemos detectar, después de haberse enfriado hasta 276 ºC, en forma de radiación de fondo de microondas.


Este es el momento más antiguo del cual se p tener datos observacionales, gracias a esta radiación de fondo. Cualquier cosa que existiera anteriormente desapareció a causa de la interacción permanente entre materia y energía. A partir de ahora cada una evolucionará por su lado. Los astros actuales todavía no existían.
Sólo una nube de hidrógeno y helio. Al principio de esta época tuvo que haber grandes fluctuaciones que conducirían a la fragmentación del gas y, a la larga, a la formación de los cúmulos de galaxias y de las zonas vacías entre ellas. Después se formarían las galaxias y, más tarde, a partir de unos 1.000 millones de años desde el principio, las primeras estrellas. La luz volvía al universo y comenzaban a ser visibles las estructuras actuales. 
Rincón del Vago. (1998).
Materia oscura
Hay otro componente del Universo, además de la materia nuclear y la radiación, que surgió del Big Bang y desempeñó un importante papel en la formación de galaxias. Al igual que las teorías de la gran unificación predicen la inflación, que es lo que los cosmólogos necesitan para que el Universo "arranque", estas teorías también predicen la existencia de otras formas de materia, que resultan ser precisamente lo que necesitan los cosmólogos para explicar la existencia de estructura en el Universo. Los astrónomos saben desde hace décadas que hay mucha más materia en el Universo de la que podemos ver. La existencia de esta materia se manifiesta a través de la atracción gravitatoria que ejerce sobre las galaxias y cúmulos de galaxias visibles, lo que afecta a la forma en que se mueven. Al menos hay 10 veces más materia oscura en el Universo que materia luminosa, y puede que haya hasta 100 veces más. No es posible que toda esta materia se halle en la forma de la materia que se conoce (a veces llamada materia bariónica), porque en ese caso no funcionaría el modelo del Big Bang.  En particular, la cantidad de helio producida en el Big Bang no coincidiría con la cantidad observada en las estrellas más antiguas, que se formaron poco después.
 Las teorías de la gran unificación predicen que en la primera fracción de segundo de la existencia del Universo también debería haberse producido a partir de la energía una gran cantidad de materia de otro tipo (llamada materia oscura). Esta materia tendría la forma de partículas que no participan en interacciones electromagnéticas ni en ninguna de las dos interacciones nucleares, y sólo se ven afectadas por la cuarta fuerza fundamental, la gravedad. Estas partículas se conocen como WIMP, acrónimo inglés de "partículas masivas de interacción débil'.
La única forma en que las WIMP afectan al tipo de materia de la que estamos formados (materia bariónica) es a través de la gravedad. La consecuencia más importante de ello es que, cuando el Universo surgió del Big Bang y la materia ordinaria y la radiación se desacoplaron, las irregularidades en la distribución de las WIMP en el espacio crearon enormes "baches" gravitatorios que frenaron el movimiento de las partículas de materia bariónica. Esto habría posibilitado la formación de estrellas, galaxias y cúmulos de galaxias, y explicaría la distribución actual de los cúmulos de galaxias en el Universo, en una estructura esponjosa formada por hojas y filamentos arrollados alrededor de "burbujas" oscuras carentes de galaxias. 
Rincón del Vago. (1998).

¿Podría darse un universo oscilante?
Algunos científicos siguen tratando de encontrar evidencias de que el universo es eterno. Un modelo propuesto por Ernest Pik sugiere que la gran explosión (Big Bang) fue en realidad un gran rebote, (Big Bounce) y que el universo se contrae y expande como un acordeón. Según Opik, el universo completaría un ciclo de expansión y contracción aproximadamente cada cien mil millones de años. Entre los que se sienten atraídos por la idea de un universo oscilante, que no necesita de ningún principio, figuran divulgadores científicos como Carl Sagan e Isaac Asimov. Recientemente, sin embargo, se ha demostrado que incluso si el universo contuviera suficiente masa como para que su gravedad detuviera a la larga la presente expansión y provocase una contracción, dicho colapso no produciría un rebote. Así pues, parece que, o bien el universo se expande indefinidamente, o sufre un único ciclo de expansión y contracción. 
Rincón del Vago. (1998)



El Big Bang y la Expansión del Universo.

El significado de la expansión
La expansión no es más que el incremento con el tiempo de la distancia entre cualquier par de galaxias lejanas. Se suele utilizar para representar este hecho la analogía de un globo donde hemos pintado una serie de puntos a modo de galaxias. La goma podría representar al espacio y a medida que inflamos el globo los puntos se alejan unos de otros.Astronomía.net.(1996)
Pero se debe tener cuidado en llevar esta analogía demasiado lejos. Algunas personas plantean inmediatamente por qué no todos los objetos se están expandiendo: por ejemplo ¿por qué no aumentar la distancia entre el sol y la tierra?. La respuesta corta es que los sistemas unidos bajo la fuerza gravitatoria no están en expansión debido a que el efecto gravitatorio local domina sobre la tendencia a la expansión. Por ejemplo, la galaxia Andrómeda, que se encuentra a unos dos millones de años luz de distancia, está unida gravitacionalmente al grupo local de galaxias del que la Vía Lactea forma parte. Andrómeda no se está alejando de nosotros, sino que de hecho se acerca a una velocidad de unos 100 km/s (con algunas posiblidades de colisión dentro de unos 3 mil millones de años). 
La definición de expansión del universo es operacionalmente muy concreta y precisa: "el universo se expande en el sentido de que dos galaxias distantes se alejan con una velocidad de la forma v = dD/dt = H D, donde D es la distancia entre las galaxias y H la constante de Hubble en cualquier instante de la vida del universo". Aquí hay varias cuestiones fundamentales que aclarar, Astronomía.net. (1996).



Origen del término “Big Bang”


La expresión Big Bang proviene  del astrofísico inglés Fred Hoyle, uno de los detractores de esta teoría y, a su vez, uno de los principales defensores de la teoría del estado estacionario, quien  dijo, para mofarse, "que el modelo descrito era sólo un big bang (gran explosión)". No obstante, hay que tener en cuenta que en el inicio del Universo ni hubo explosión ni fue grande, pues en rigor surgió de una "singularidad" infinitamente pequeña, seguida de la expansión del propio espacio.
La idea central del Big Bang es que la teoría de la relatividad general puede combinarse con las observaciones de isotropía y hogeneidad a gran escala de la distribución de galaxias y los cambios de posición entre ellas, permitiendo extrapolar las condiciones del Universo antes o después en el tiempo.
Una consecuencia de todos los modelos de Big Bang es que, en el pasado, el Universo tenía una temperatura  más alta y mayor densidad y, por tanto, las condiciones del Universo actual son muy diferentes de las condiciones del Universo pasado. A partir de este modelo, George Gamow pudo predecir que debería de haber evidencias de un fenómeno que más tarde sería bautizado como radiación de fondo de microondas, Wikipedia.(2011)

Modelos estáticos y de expansión del Universo
En 1917 Albert Einstein propuso un modelo del Universo basado en su nueva teoría de la relatividad general.
Consideraba el tiempo como una cuarta dimensión y demostró que la gravitación era equivalente a una curvatura espacio−tiempo cuatridimensional resultante. Su teoría indicaba que el Universo no era estático, sino que debía expandirse o contraerse. La expansión del Universo todavía no había sido descubierta, por lo que Einstein planteó la existencia de una fuerza de repulsión entre las galaxias que compensaba la fuerza gravitatoria de atracción. Esto le llevó a introducir una `constante cosmológica' en sus ecuaciones; el resultado era un universo estático. Sin embargo, desaprovechó la oportunidad de predecir la expansión del Universo, lo que Einstein calificaría como "el mayor error de mi vida". Rincón del Vago.(1998).
Para Lemaitre, bastaría con hacer el recorrido hacia atrás, si imaginamos la expansión aumentando de radio, quiere decir que en algún momento su radio fue cero. Lemaitre afirmaba que las galaxias son fragmentos despedidos por la explosión de este núcleo, dando como resultado la expansión del Universo. Éste fue el comienzo de la teoría de la Gran Explosión sobre el origen del Universo.
 El destino del universo de Friedmann está determinado por la densidad media de la materia en el Universo. Si hay relativamente poca materia, la atracción gravitatoria mutua entre las galaxias disminuirá las velocidades de recesión sólo un poco y el Universo se expandirá indefinidamente. Esto dará como resultado un llamado `"universo abierto", infinito en extensión. Sin embargo, si la densidad de la materia está por encima de un valor crítico estimado actualmente en mucho menos de un gramo, la expansión descenderá hasta detenerse y llegar a la contracción, finalizando en el colapso gravitatorio total del Universo entero. Éste sería un "universo cerrado", finito en extensión. El destino de este universo colapsado es incierto, pero hay una teoría según la cual explotaría de nuevo, originando un nuevo universo en expansión, que se volvería a colapsar, y así hasta el infinito. A este modelo se le llama universo oscilante o pulsante, Rincón del Vago. (1998).

La teoría del universo estacionario
Según Rincón del Vago.(1998).En 1948, los astrónomos británicos Hermann Bondi, Thomas Gold y Fred Hoyle presentaron un modelo completamente distinto de universo, conocido como la teoría del universo estacionario. Consideraban insatisfactoria, desde el punto de vista filosófico, la idea de un repentino comienzo del Universo. Su modelo se derivaba de una extensión del "principio cosmológico", que sostiene teorías anteriores como el modelo de Friedmann. En su forma previa, más restringida, el principio afirmaba que el Universo parece el mismo en su conjunto, en un momento determinado desde cualquier posición. El "principio cosmológico perfecto" de Bondi, Gold y Hoyle añade el postulado de que el Universo parece el mismo siempre. Plantean que la disminución de la densidad del  universo provocada por su expansión se compensa con la creación continua de materia, que se condensa en galaxias que ocupan el lugar de las galaxias que se han separado de la Vía Láctea y así se mantiene la apariencia actual del Universo, es la teoría de creación continua. La teoría del universo estacionario, al menos en esta forma, no la aceptan la mayoría de los cosmólogos, en especial después del descubrimiento aparentemente incompatible de la radiación de fondo de microondas en 1965.
El descubrimiento de quásares también aportó pruebas que contradicen la teoría del universo estacionario.


La teoría del Big Bang o de la Gran Explosión



El Big Bang o gran estallido según Xtec. (nd), constituye el momento en que de la "nada" emerge toda la materia, es decir, el origen del Universo. La materia, hasta ese momento, es un punto de densidad infinita, que en un momento dado "explota" generando la expansión de la materia en todas las direcciones y creando lo que se conoce como Universo.

Inmediatamente después del momento de la "explosión", cada partícula de materia comenzó a alejarse muy rápidamente una de otra, de la misma manera que al inflar un globo éste va ocupando más espacio expandiendo su superficie. Los físicos teóricos han logrado reconstruir esta cronología de los hechos a partir de un 1/100 de segundo después del Big Bang. La materia lanzada en todas las direcciones por la explosión primordial está constituida exclusivamente por partículas elementales: Electrones, Positrones, Mesones, Bariones, Neutrinos, Fotones y un largo etcétera hasta más de 89 partículas conocidas hoy en día.

En 1948 el Físico ruso nacionalizado estadounidense George Gamow modificó la teoría de Lemaître del núcleo primordial. Gamow planteó que el Universo se creó en una explosión gigantesca y que los diversos elementos que hoy se observan se produjeron durante los primeros minutos después de la Gran Explosión o Big Bang, cuando la temperatura extremadamente alta y la densidad del Universo fusionaron partículas subatómicas en los elementos químicos. Cálculos más recientes indican que el hidrógeno y el helio habrían sido los productos primarios del Big Bang, y los elementos más pesados se produjeron más tarde, dentro de las estrellas. Sin embargo, la teoría de Gamow proporciona una base para la comprensión de los primeros estadios del Universo y su posterior evolución. A causa de su elevadísima densidad, la materia existente en los primeros momentos del Universo se expandió con rapidez. Al expandirse, el helio y el hidrógeno se enfriaron y se condensaron en estrellas y en galaxias. Esto explica la expansión del Universo y la base física de la ley de Hubble.


Según se expandía el Universo, la radiación residual del Big Bang continuó enfriándose, hasta llegar a una temperatura de unos 3 K (-270 °C). Estos vestigios de radiación de fondo de microondas fueron detectados por los radioastrónomos en 1965, proporcionando así lo que la mayoría de los astrónomos consideran la confirmación de la teoría del Big Bang.

Uno de los problemas sin resolver en el modelo del Universo en expansión es si el Universo es abierto o cerrado (esto es, si se expandirá indefinidamente o se volverá a contraer).

  Un intento de resolver este problema es determinar si la densidad media de la materia en el Universo es mayor que el valor crítico en el modelo de Friedmann. La masa de una galaxia se puede medir observando el movimiento de sus estrellas; multiplicando la masa de cada galaxia por el número de galaxias se ve que la densidad es sólo del 5 al 10% del valor crítico. La masa de un cúmulo de galaxias se puede determinar de forma análoga, midiendo el movimiento de las galaxias que contiene. Al multiplicar esta masa por el número de cúmulos de galaxias se obtiene una densidad mucho mayor, que se aproxima al límite crítico que indicaría que el Universo está cerrado. La diferencia entre estos dos métodos sugiere la presencia de materia invisible, la llamada materia oscura, dentro de cada cúmulo pero fuera de las galaxias visibles. Hasta que se comprenda el fenómeno de la masa oculta, este método de determinar el destino del Universo será poco convincente.

Muchos de los trabajos habituales en cosmología teórica se centran en desarrollar una mejor comprensión de los procesos que deben haber dado lugar al Big Bang. La teoría inflacionaria, formulada en la década de 1980, resuelve dificultades importantes en el planteamiento original de Gamow al incorporar avances recientes en la física de las partículas elementales. Estas teorías también han conducido a especulaciones tan osadas como la posibilidad de una infinidad de universos producidos de acuerdo con el modelo inflacionario. Sin embargo, la mayoría de los cosmólogos se preocupa más de localizar el paradero de la materia oscura, mientras que una minoría, encabezada por el sueco Hannes Alfvén, premio Nobel de Física, mantienen la idea de que no sólo la gravedad sino también los fenómenos del plasma, tienen la clave para comprender la estructura y la evolución del Universo.




Hubble y la expansión del universo.



Edwin Powell Hubble
 
Fue uno de los más importantes astrónomos estadounidenses del siglo XX, famoso principalmente por haber demostrado la expansión del universo midiendo el desplazamiento al rojo de galaxias distantes. Hubble es considerado el padre de la cosmología observacional aunque su influencia  en astronomía y astrofísica  toca muchos otros campos.
Descubrió que el Universo está organizado en galaxias de muchas formas y tamaños, y que se están separando entre sí, sentando las bases para el estudio de la edad del Universo. Enunció la Ley de Hubble, que se refiere a la relación entre distancias y velocidad de retirada de las galaxias, pudiendo así realizar cálculos del tiempo. Su teoría del Universo en expansión se complementa con la teoría de la relatividad de Einstein y se convirtió en la fuente de la teoría del Big Bang.

La expansión del universo para Hubble

Para 1925 Hubble y Humason habían resuelto uno de los principales problemas de la astronomía: ¿la Vía Láctea es todo el universo? Utilizando una cierta clase de estrellas de conocida brillantez, un tipo de “candela estándar”, Hubble calculó la distancia hacia diversas nubes de gas o nebulosas. Aunque se creía que formaban parte de la Vía Láctea, las mediciones de Hubble de la distancia las separaron de nuestro Grupo Local de galaxias.
 De acuerdo a Cloer (2007) ¨Hubble publicó un análisis de la velocidad radial de las nebulosas cuya distancia había calculado; se trataba de sus velocidades respecto a la tierra. Lo que estableció fue que, aunque algunas nebulosas extragalácticas tenían espectros que indicaban que se movían hacia la Tierra, la gran mayoría, mostraba corrimientos hacia el rojo que solo podían explicarse asumiendo que se alejaban¨.
Hubble concluyó que la única explicación consistente con los corrimientos hacia el rojo registrados, era que, dejando aparte a un "grupo local" de galaxias cercanas, todas las nebulosas extra galácticas se estaban alejando y que, cuanto más lejos se encontraban, más rápidamente se alejaban. Esto sólo tenía sentido si el propio universo, incluido el espacio entre galaxias, se estaba expandiendo. Junto a Milton Humason postuló la Ley de Hubble  acerca de la expansión del universo.
  De acuerdo  Cloer (2007) ¨ Esta Ley determina que la velocidad de una galaxia es proporcional a su distancia. La relación entre la velocidad de recesión de una galaxia y su distancia es la constante de Hubble. El valor de esta constante se calcula que está entre los 50 y los 100 km/s por megaparsec (1 megaparsec equivale a 1 millón de parsecs), aunque los datos más recientes apuntan a un valor comprendido entre los 60 y 70 km/s por megaparsec.¨

 El corrimiento al rojo
La luz de las estrellas se puede descomponer en un espectro de colores del arco iris.  Si una estrella contiene por ejemplo el hidrógeno, al descomponer su luz se ve una raya en el color y el lugar que le corresponde. Si la estrella se está acercando a la Tierra, al descomponer su luz se observa que la raya que indica la presencia del hidrógeno no está en su lugar, sino se encuentra más cerca al color azul. Este efecto se llama el corrimiento al azul.

Si la estrella se está alejando de la tierra, al descomponer su luz se observa que la raya que indica la presencia del hidrógeno no está en su lugar, sino se encuentra más cerca al color rojo. Este efecto se llama el corrimiento al rojo. El corrimiento al azul y al rojo se deben a la variación de la longitud de la onda emitida por el objeto que está en el movimiento. Si se acerca, la onda se acorta, si se aleja, la onda se prolonga.
 De acuerdo a Fernández (2007) Podemos definir como corrimiento al rojo ¨al fenómeno por el cual el espectro de emisión o  absorción de radiación, proveniente de un objeto cosmológico, resulta desplazado hacia longitudes de onda mayores debido a la acción de algún proceso independiente del mecanismo de emisión o absorción de radiación¨.
Todos los incrementos en la longitud de onda se llaman corrimiento hacia el rojo, incluso cuando se refiere  a la radiación electromagnética de longitudes de onda visibles. Estas radiaciones pueden ser rayos gamma, rayos X y radiación ultravioleta. Entre las longitudes de onda existen algunas mayores que el rojo, como el infrarrojo o el microondas pero los desplazamientos se alejan del rojo.
 De acuerdo a Fernández Hugo (2007) ¨El corrimiento al rojo se identifica fácilmente mediante la observación del espectro generado por la luz que proviene de cualquier tipo de fuente simple. Para analizarlo mejor, se debe tener en cuenta que si se presentan caracteres como líneas asociadas a la absorción o de emisión y otras intensidades provenientes a la energía iluminativa, se  decir ya desde el inicio que hay un corrimiento hacia al rojo calculable en aproximación¨.




El efecto Doppler
 De acuerdo a Carvajal Carlos (2001) ¨El efecto Doppler, llamado así por el austríaco, el Austriaco Christian Andreas Doppler es el aparente cambio de frecuencia de una onda producido por el movimiento relativo de la fuente respecto a su observador¨.
Todos hemos experimentado alguna vez  cuando algún vehículo ha pitado acercándose o alejándose de nosotros: notamos que ocurre una variación en el tono (la frecuencia sonora) que percibimos, ese es el efecto  Doppler.
Carvajal Carlos (2001) ¨En este caso la variación de la amplitud de las ondas se detecta por cambios de color, de esta manera, cuando la fuente de luz se acerca a un observador se torna de color azul, corrimiento al azul (blueshift) por un ancho de banda mas corto y cuando se aleja se torna de color rojo, corrimiento al rojo (redshift) por un ancho de banda más largo.¨
Este es el efecto que nos ha permitido saber que todo el Universo se está expandiendo. La luz al igual que el sonido genera un efecto Doppler aunque para la luz no varía el tono sino el color percibido: se dice que la luz emitida por estrellas y galaxias sufre  un desplazamiento al rojo  que nos indica que se están alejando de nosotros. Pues bien todas las estrellas y galaxias, con algunas excepciones debidas a movimientos locales, presentan un desplazamiento hacia el rojo en sus espectros de luz.
 Carvajal Carlos (2001) ¨Una aplicación del efecto Doppler es la del desplazamiento hacia el rojo, que desplaza la longitud de onda de la luz emitida por los objetos celestes hacia el rojo (mayor longitud de onda) cuando los objetos se alejan de la Tierra. Objetos distantes como las galaxias se apartan de la Tierra a causa de la expansión del Universo. Por la cantidad de desplazamiento hacia el rojo, los astrónomos pueden calcular la velocidad de ese alejamiento. La Ley de Hubble, que establece que la velocidad de alejamiento causada por la expansión del Universo es directamente proporcional a la distancia del objeto, indica que el quásar 3C 273 está a 1.500 millones de años luz de la Tierra¨.



Video que amplía el concepto  "efecto doppler":   





Telescopio Espacial Hubble  

 Video: "La última frontera del Hubble"

24 de abril de 1990 los EE.UU. colocan en órbita terrestre mediante el    transbordador espacial Discovery y en medio de gran expectativa, el telescopio espacial Hubble, denominado así en homenaje al astrónomo Edwin Hubble, ofreciendo por primera vez en la historia la posibilidad de explorar el espacio profundo y obtener imágenes de alta resolución.   El telescopio con un espejo de 2,4 metros de diámetro, un peso de 12 toneladas, capacidad de observación en el espectro infrarrojo y ultravioleta y alimentado por baterías solares es colocado en órbita a aproximadamente 600 kms. de altura, con un período orbital de 96 minutos y es operado desde Tierra. Su costo  fue  de 2.000 millones de dólares.

De acuerdo a  Hathway  (2010)  ¨El telescopio puede obtener imágenes con una resolución óptica mayor de 0,1 segundos de arco  La ventaja de disponer de un telescopio más allá de la atmósfera radica, principalmente, en que de esta manera se pueden eliminar los efectos de la turbulencia atmosférica¨
En diciembre de 1995 el Hubble emprende la exploración del espacio profundo en busca de los límites del universo poniendo a prueba sus capacidades técnicas como parte del programa Hubble Deep Field.  De acuerdo a   Hathway  (2010) ¨Las imágenes obtenidas luego de dos semanas de observaciones logran mostrar por primera vez galaxias hasta de trigésima magnitud, unas 4.000 millones de veces más débiles de lo que podría ser observado a simple vista, y a más de 8.000 millones de años luz¨.
 Pero como señaló Hubble en uno de sus últimos discursos públicos, nuestro “avance hacia el exterior” en el universo nunca termina. “El deseo es más antiguo que la historia. No está satisfecho y no será reprimido”.

Las mejores imágenes del telescopio espacial Hubble





Aplicaciones
1.    El efecto Doppler
En astronomía el efecto Doppler tiene una importancia capital puesto que es mediante su uso que se puede calcular la dirección y la velocidad a la que se mueve un objeto celeste lejano. 
 De  acuerdo a Benzmiliana ( 2007)  ¨para realizar estas mediciones el objeto debe estar en el mismo plano del observador, si el objeto tiene un movimiento tangencial o perpendicular no se producirá efecto Doppler o su medición no será exacta. Una vez tomado el espectro del sujeto en estudio se compara con el del material conocido en reposo, así se puede determinar hacia adonde hay corrimiento de las líneas espectrales y de acuerdo a la magnitud del cambio, determinar la velocidad que poseen con respecto al observador¨.
2. Hubble, confirma la teoría general de Einstein
 De acuerdo a Palazzesi (2005) ¨ Un artículo publicado en la revista Astronomy & Astrophysics da cuenta que un grupo internacional de científicos, dirigidos por Ludovic Van Waerbeke, del Departamento de Física y Astronomía de la Universidad de Columbia Británica, analizó los datos recogidos por el Telescopio Espacial Hubble sobre más de 446.000 galaxias y confirmó lo predicho por la  Teoría de la Relatividad General de Einstein. La forma en que se distribuye, con el objeto de poner a prueba la  Teoría de la Relatividad General¨
 Existe una fuente desconocida de energía en el universo que está acelerando su expansión y alejando la materia oscura, tal y como lo pronosticó Einstein en su Teoría, hoy los científicos saben que el universo está compuesto por materia oscura y materia normal con un tercer ingrediente al que denominan energía oscura. Este elemento es el que en los últimos 2.000 millones de años ha sido la fuerza impulsora de la expansión del universo.  Datos proporcionados por el Estudio de Evolución Cósmica del Hubble confirman las predicciones y no se apartan en absoluto de la las teorías de Einstein.
De acuerdo a Palazzesi (2005) ¨ Para realizar el COSMOS, las cámaras a bordo del Hubble tomaron unas 575 imágenes -superpuestas- de la misma zona del universo. Hicieron falta más de mil horas de observaciones, durante las cuales el Hubble giró en torno a la Tierra unas 600 veces¨.