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Este sencillo gráfico muestra los grandes eventos que ocurrieron desde las primeras billonésimas de segundos de iniciado el Big Bang y la Gran Inflación, pasando por el momento de formacion de las primeras galaxias, hasta la época actual a casi 14 mill millones de años.

Descripción del Big Bang

Basándose en medidas de la expansión del universo utilizando observaciones de las supernovas tipo 1a, en medidas de la variación de temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de

microondas y en medidas de la función de correlación de las galaxias, la edad del universo es de 13.7 ± 0.2 millones de años. Es remarcable el hecho de que tres medidas independientes sean consistentes, por lo que se consideran como una fuerte evidencia del llamado modelo de concordancia que describe la naturaleza detallada del universo.

El universo en sus primeros momentos estaba lleno homogénea e isotrópicamente con una energía muy densa y tenía una temperatura y presión concomitante. Se expandió y se enfrió, experimentando unos cambios de fase análogos a la condensación de vapor o la congelación de agua, pero relacionados con las partículas elementales.

Aproximadamente 10-35 segundos después de la época de Planck un cambio de fase causó que el universo se expandiese de forma exponencial durante un período llamado inflación cósmica. Al terminar la inflación, los componentes materiales del universo quedaron en la forma de un plasma quark-gluon en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en forma relativista.

Con el crecimiento en tamaño del universo, la temperatura bajó. A cierta temperatura, debido a un cambio todavía desconocido llamado la bariogénesis, los quarks y gluones se combinaron en bariones tal como el protón y el neutrón, produciendo de alguna manera la asimetría observada entre materia y antimateria.

Las temperaturas aún más bajas condujeron a nuevos cambios de fase que rompen la simetría así que les dieron su forma actual a las fuerzas fundamentales de la física y a las partículas elementales. Más tarde unos protones y neutrones se combinaron para formar los núcleos de deuterio y de helio en un proceso llamado nucleosíntesis primordial.

Al enfriarse el universo, la materia gradualmente dejó de moverse de forma relativista y su densidad de energía comenzó a dominar gravitacionalmente sobre la radiación. Pasados 300.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron para formar los átomos (mayoritariamente de hidrógeno). Por eso la radiación se desacopló de los átomos y continuó por el espacio prácticamente sin obstáculos. Ésta es la radiación de fondo de microondas.

Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente más densas de la materia casi uniformemente distribuida crecieron gravitacionalmente haciéndose más densas, formando nubes, estrellas, galaxias y el resto de las estructuras astronómicas que actualmente se observan. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materia en el universo. Los tres tipos posibles se conocen como materia fría oscura, materia caliente oscura y materia bariónica.

Las mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP) muestran que la forma más común de materia en el universo es la materia fría oscura. Los otros dos tipos de materia sólo serían el 20% de la materia del universo.

El universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura. Aproximadamente 70% de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Ese componente del universo se revela por su propiedad de causar que la expansión del universo varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia produciendo que el espacio-tiempo se expanda más rápidamente que lo esperado a grandes distancias.

La energía oscura toma la forma de una constante cosmológica en las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero los detalles de esta ecuación de estado y su relación con el modelo estándar de física de partículas continúan a ser investigados tanto de forma teórica como por medio de observaciones.

Más misterios se aparecen cuando se investiga más cerca del principio, cuando las energías de las partículas estaban más altas de los que ahora se pueden estudiar por experimentos. No hay ningún modelo físico convincente para el primer 10-33 segundo del universo, antes del cambio de fase que forma parte de la teoría de unificación grande.

Al "primer instante", la teoría gravitacional de Einstein predice una singularidad gravitacional en donde las densidades están infinitas. Para resolver esta paradoja física, hace falta una teoría de la gravedad cuántica. El comprender este período de la historia del universo figura entre los mayores problemas no solucionados de la física.

Los núcleos atómicos tienden a repelerse debido a que están cargados positivamente. Esto hace que la fusión solo pueda darse en condiciones de temperatura y presión muy elevadas que permitan compensar la fuerza de repulsión. La temperatura elevada hace que aumente la agitación térmica de los núcleos y esto los puede llevar a fusionarse, debido al efecto túnel. Para que esto ocurra son necesarias temperaturas del orden de millones de grados. El mismo efecto se puede producir si la presión sobre los núcleos es muy grande, obligandolos a estar muy próximos.

Las necesidades mínimas para producir la fusión se llaman Criterios de Lawson, y son criterios de densidad iónica y tiempo mínimo de confinamiento necesario.

La reacción de fusión más sencilla (esto es, la que requiere menos energía) es la del deuterio y el tritio formando helio.

La fusión nuclear es el proceso que se produce en las estrellas y que hace que brillen. También es uno de los procesos de la bomba de hidrógeno. Al contrario que la fisión nuclear, no se ha logrado utilizar la fusión nuclear como medio rentable (o sea, la energía aplicada al proceso es mayor que la obtenida por la fusión) de obtener energía, aunque hay numerosas investigaciones en esa dirección.

Hasta el momento, la fusión nuclear controlada es utilizada solo en la investigación de futuros reactores de fusión aunque aún no se han logrado reacciones de fusión que sirvan para generar energía de forma útil, algo que se espera lograr con la construcción del ITER en Francia.

Procesos nucleares

Procesos de combinación y transformación de las partículas y núcleos atómicos. Las reacciones nucleares pueden ser endotérmicas o exotérmicas, atendiendo a si precisan energía para producirse o a si la desprenden respectivamente.

Fuerzas

Gravitatoria: Débil y de largo alcance. Actúa sobre la masa y la energía. Siempre es atractiva. Totalmente negligible en las reacciones nucleares. Se cree que podría tener un mediador de fuerza, el gravitón. És la única fuerza que aun mantiene un modelo continuo con respecto a las otras. Responsable de la atracción de los cuerpos astronómicos.

Electromagnética: Mucho más fuerte que la gravitatoria e igualmente de largo alcance. Actúa entre cargas eléctricas pudiendo ser repulsiva o atractiva según el signo de estas. La partícula mediadora de fuerza es el fotón. Responsable de las ligaduras interatómicas.

Nuclear débil: Fuerza de corto alcance. Sus partículas mediadoras de fuerza son los bosones W y Z. Responsable de la mayoría de los procesos radioactivos.

Nuclear fuerte: La fuerza más fuerte de la naturaleza. De muy corto alcance, apenas cubre un rango de unos pocos fermis. Su partícula mediadora de fuerza es el gluón. Responsable de las ligaduras nucleares.

Tipos de particulas

Bosones: Partículas de espín entero (0, 1, 2...). Lo son los fotones.

Fermiones: Partículas de espín semientero (1/2 , 3/2...).

Hadrones: Partículas formadas por quarks. Lo son los mesones y los bariones.

Mesones: Hadrones formados por dos quarks.

Bariones: Hadrones formados por tres quarks. Lo son los protones y los neutrónes.

Leptones: Partícula fundamental en principio indivisible. Lo son los electrones, los muones, el tau y los neutrinos.

Quark: Partícula fundamental en principio indivisible que necesariamente ha de aparecer ligada a otros quarks para formar hadrones.

Antipartículas: Cada partícula tien su propia antipartícula asociada. Estas tienen igual masa pero carga opuesta.

Leyes de conservación

Todo proceso nuclear ha de cumplir un formalismo semejante al que siguen los químicos en las reacciones químicas. De hecho en cuanto a simbología ambos tipos de procesos se escriben de forma bastante parecida. Si en las reacciones químicas se conservava la masa atómica en las nucleares ya no sucede lo mismo. Ya que hay transformaciones de masa a energía y viceversa. A pesar de ello, los procesos nucleares siguen sus propias leyes de conservación.

Energía relativista: La energía relativista es la suma de las energías cinéticas de las partículas y sus energías en reposo. Ésta se conserva durante cualquier reacción nuclear.

Carga: El valor total de las cargas eléctricas a ambos lados de la ecuación ha de mantenerse. La unidad de carga es la del electron y se representa por qe.

Número bariónico: Se asigna el valor +1 a los bariones y -1 a los antibariones. El valor durante la reacción debe mantenerse constante.

Número leptónico: Se asigna el valor +1 a los leptones y -1 a los antileptones. El valor durante la reacción debe mantenerse constante.

Estrañeza (strangeness): Se asigna el valor 0 a las partículas normales, fotones, leptones o piones y +1 o -1 a las partículas y antipartículas extrañas como los mesones k o kaones. Estos tienen una vida media por encima de lo normal y surgen por pares. Este valor se conserva durante la reacción solo en las interacciones electromagnéticas o nucleares fuertes, no así en las débiles.

Nota: Probablemente, sin la conservación de los números bariónicos, leptónicos y la estrañeza, hoy día el universo solo sería una sopa de leptones o partículas aun menores que se habrían ido degradando de forma irreversible.

Energía por nucleón

El rendimiento para la fusión es mucho mayor que para la fisión.Es la energía potencial nuclear contenida en cada nucleón de un átomo. Esta energía varía según el átomo. Este hecho es el que se conoce, normalmente, como defecto de masa y es el causante de que las reacciones de fisión y fusión liberen energía. Por poner un ejemplo, este curioso fenómeno hace que un neutrón y un protón aislados sumen más masa que los dos juntos formando un núcleo de deuterio. En la imagen adjunta se sitúa un gráfico en el que se pueden ver algunas de estas energías.

Una manera aproximada de obtener esa energía potencial es calcular la energía en reposo de un nucleo atómico a partir de su masa atómica. Acto seguido se debe dividir esa energía entre el número de nucleones de ese núcleo. Entonces se debe restar ese valor de la energía en reposo del hidrógeno, unos 938MeV. Para ver las masas atómicas de cada isótopo: webelements. Cálculos más detallados en: Defecto de masa

El hierro es el elemento nuclearmente más estable de todos porque tanto para fusionarlo como para fisionarlo hay que invertir energía adicional. Los motivos que explican la forma de esta gráfica son los siguientes.

Para átomos ligeros la fuerza nuclear fuerte es dominante pero esta fuerza solo actúa a muy corto alcance mientras que las fuerzas repulsivas electromagnéticas entre protones son de largo alcance y actúan siempre en todos los protones.

En los núcleos más pesados, sin embargo, las distancias entre muchos de los nucleones son demasiado grandes y la cohesion por interacción fuerte ya no es tan intensa. Por otro lado las fuerzas electromagnéticas de repulsión son cada vez más fuertes ya que hay más protones y estas son de largo alcance.

Así, a partir del hierro, la barrera de potencial eléctrico que hay que romper para añadir un protón más al núcleo supera al beneficio energético que da la interacción fuerte al juntarlo con el resto de los nucleones.

Esto también explica la suave pendiente de la energía obtenida por la fisión ya que realmente viene dada por el exceso de potencial eléctrico por encima de la cohesión por interacción fuerte mientras que la energía de fusión es todo lo contrario, la energía la aporta la interacción fuerte que supera muy de largo a las fuerzas repulsivas sobretodo en los átomos más ligeros como el hidrógeno o el helio sin apenas cargas positivas.

Reacciones en cadena

Son reacciones que se realimentan a si mismas. La máxima fundamental para que se mantengan este tipo de reacciones es que sean exotérmicas. De no ser así, el proceso no tardaría en detenerse.

1.Fisión nuclear

Ocurre cuando una párticula rompe un núcleo pesado. Pueden ser controladas o descontroladas.

Controlada: Se da sólo en las centrales nucleares.

Descontrolada: Se da en las llamadas bombas A y requieren determinado tipo de átomos llamados fisibles o físiles. Lo son el 235U y el 239Pu

2.Fusión nuclear

Ocurre cuando dos núcleos se unen para formar uno mayor. Una vez más, estas reacciones pueden producirse de forma controlada o descontrolada.

Controlada: Se da de forma natural en los nucleos de las estrellas. En cambio, no se ha obtenido aún ningún método capaz de sostener una reacción de fusión automantenida de la misma forma que se hace en las centrales nucleares de fisión. Solo se ha conseguido la fusión en aceleradores de partículas y generadores toroidales tipo tokamak o mediante intensísimas descargas eléctricas. En todos los casos se ha obtenido menos energía de la que se ha tenido que aportar al sistema.

Descontrolada: Ocurre en las últimas fases de la evolución estelar produciendo los objetos astrofísicos más brillantes. Las supernovas. También sucede en nuestras bombas termonucleares, también llamadas bombas H.

Desintegración radioactiva

Ocurre cuando un núcleo o partícula inestable se descompone espontaneamente en otro núcleo y/o partícula emitiendo algún tipo de radiación en el proceso.

Fotodesintegración

Sucede de forma parecida a la desintegración espontánea solo que ésta vez el proceso viene inducido por un fotón gamma extremo. Esta reacción es endotérmica.

Creación y aniquilación de pares

Un fotón suficientemente energético puede generar pares de partículas. El par generado puede ser electrón/positrón o protón/antiprotón, por ejemplo. El tipo de partícula generada dependerá de la frecuencia o energía del fotón. Así mismo estos pares de partículas pueden aniquilarse si chocan entre sí generando, a su vez, nuevos fotones de frecuencia.

Captura de neutrones

Como se ha explicado anteriormente, la fusión nuclear solo permite llegar hasta el pico del hierro. Para crear núcleos más pesados que este elemento hacen falta otro tipo de reacciones distintas. La captura de neutrones es una reacción sencilla. Los neutrones al ser partículas neutras no han de superar una barrera de potencial electromagnético por lo que pueden chocar sin problemas con cualquier núcleo. Al hacerlo dan como resultado un isótopo con un número másico mayor pero el mismo número atómico ya que el número de protones no varía.

Este proceso se puede seguir repitiendo hasta que el núcleo sobrecargado de neutrones se vuelve tan inestable que la desintegración beta ocurre con más rapidez de la que se absorve otro neutrón. Cuando ocurre esto el núcleo incrementa su número atómico pero mantiene intacto el mássico. Al hacerlo aumenta su estabilidad y puede seguir captando neutrones. Y así, poco a poco, los átomos van engordando hasta elementos más pesados que el hierro.

La cantidad de neutrones que llega a sumar antes de transmutarse dependerán de la intensidad del flujo de neutrones al que el núcleo inicial se vea sometido.

Estos flujos intensos de neutrones se dan de forma natural en las supernovas que es donde se sintetizan la mayoría de los elementos más pesados que el hierro. Aun así, hay átomos que no se pueden producir mediante este proceso.

Captura de protones

Este proceso también es relativamente probable. Si bien un protón tiene cierta carga eléctrica, tampoco tiene mucha y no le hace falta demasiada energía para romper la barrera de potencial. La captura de protones hace aumentar el número atómico y el número másico a la vez.

Captura de electrones

Es el proceso, mediante el cual, los electrones son capturados por los núcleos transformándose así los protones en neutrones. Por eso el proceso recibe también el nombre de neutronización. Se produce, sobre todo, durante la formación de las estrellas de neutrones.

Tritio

es el tercer isótopo del hidrógeno, es el menos común. Su núcleo consta un protón y dos neutrones. Es un isótopo radiactivo que tiene una vida media de 12,3 años.

Al tener su núcleo tres nucleones que participan en la interacción fuerte, y sólo un protón cargado eléctricamente, con el tritio se puede realizar fusión nuclear más facilmente que con el isótopo más común del hidrógeno.

Deuterio

(símbolo 2H) es un isótopo estable del hidrógeno que se encuentra en la naturaleza con una abundancia de uno por cada 6500 átomos de hidrógeno. El núcleo del deuterio está formado por un protón y un neutrón. Cuando el isótopo pierde su electrón el ión resultante recibe el nombre de deuterón.

El deuterio también recibe el nombre de hidrógeno pesado. Aunque no es un elemento en el sentido estricto (es hidrógeno) se suele nombrar con la letra D. La diferenciación entre las propiedades de los isótopos es tanto más acusada cuanto más ligero sea el elemento químico al que pertenecen. En el caso del deuterio las diferencias son máximas ya que tiene el doble de masa atómica que el hidrógeno.

El deuterio fue detectado por Harold Clayton Urey, un químico de la Universidad de Columbia. Urey ganó, en 1934, el Premio Nobel de química por este trabajo.

El deuterio se utiliza frecuentemente en los procesos de fusión nuclear junto con el tritio debido a la gran sección eficaz de la reacción. El deuterio combinado con el oxígeno forma agua pesada.

Articulo El Universo es Plano? de Cayetano López Martínez (Universidad Autónoma de Madrid) mayo, 2000

Al parecer, el Universo es plano. Tal es la sensacional noticia que han dado los medios de comunicación en las pasadas semanas. Es posible que a algunos les habrá venido a la mente el debate acerca de si la Tierra es plana o no, un problema cuya solución estaba ya clara para los filósofos de la Grecia clásica y que parece definitivamente zanjado hasta para el más escéptico. La Tierra es redonda, y cualquier pretensión de "planitud" sería tenida en nuestros días por delirio irresponsable o por deseo de llamar la atención. Muchos han pensado, sin embargo, que lo que los científicos dicen haber descubierto es que el Universo está como aplastado y ofrece a un hipotético obsrvador externo una imagen parecida a la de una hoja de papel, un disco o una

tabla, objetos planos comunes en la vida cotidiana. Pero si los científicos hubieran descubierto tal cosa no habría que tomarles demasiado en serio porque la experiencia personal, directa y a través de las imágenes de la exploración espacial, no parece compatible con un mundo sin espesor sobre el que tendríamos que reptar para desplazarnos de un sitio a otro.

El problema, creo, está en el término "plano", que es el que han utilizado los científicos, pero que no quiere decir, en este contexto, exactamente lo mismo que en el lenguaje ordinario. Y me temo que muchos de los que han transmitido la noticia, o se refieren a ella en los medios, tampoco acaban de verlo muy claro y se limitan a mencionar titulares y textos literalmente, con exquisito cuidado en no interpretar demasiado ni elaborar sobre lo que el dichoso adjetivo pudiera significar.

Una superficie, que es un mundo en dos dimensiones, puede ser plana, como una hoja de papel infinitamente grande, sin bordes, o puede ser curva, como una esfera, que tamopoco tiene bordes, pero tiene un área finita. Para nosotros, que vivimos en un espacio de tres dimensiones, es evidente la diferencia entre una y otra, pero cabe preguntarse si a esa conclusión podrán llegar tan fácilmente los hipotéticos organismos, aplastados como lenguados, que habitaran en la superficie y no pudieran tener noticia del mundo tridimensional en el que están embebidos. Pues bien, la respuesta es afirmativa. Los seres bidimensionales podrían decidir si su Universo es plano o curvo en base a experimentos hechos sin salir de él.

Les bastaría comprobar si se cumplen los postulados de la geometría de Euclides o sus consecuencias. Así, podrían trazar líneas rectas, que serían las de menor longitud entre dos puntos contenidas en su mundo,y ver si las paralelas se cortan alguna vez o no se encuentran nunca; o si la suma de los ángulos de un triángulo es igual a dos ángulos rectos, por ejemplo.

Es evidente que los habitantes del plano encontrarán que su mundo se ajusta exactamente a la geometría de Euclides, pero los habitantes de la superficie esférica llegarán a una conclusión diferente. Dos líneas "rectas" inicialmente paralelas se encontrarán tarde o temprano en un punto, siendo ese punto uno de los polos en el caso de los meridianos terrestres. Su geometría no es la Euclides y así podrían saber, sin ayuda de ningún ser externo, que el espacio en el que viven es curvo.

La desviación de la geometría plana será tanto mayor cuanto más grandes sean las dimensiones de las figuras que tracen en comparación con el radio de la esfera, que es el parámetro que especifica su grado de curvatura. Así, las líneas trazadas sobre la superficie terrestre parecen ajustarse exactamente a la geometría "plana" si su longitud es mucho menor que el radio de la Tierra, que es lo que sucede en la mayoría de las actividades humanas que requieren medir distancias y lo que sirvió de inspiración a los geómetras griegos.

En el mundo en tres dimensiones en el que vivimos, es posible definir la curvatura de una forma análoga al caso de las superficies, sólo que ya no nos resulta intuitiva. La razón es que nosotros somos seres también con tres dimensiones y vivimos dentro de este espacio. No podemos saltar a una cuarta dimensión y contemplar "desde fuera" nuestro mundo como contemplamos una superficie en el nuestro.

Así que tenemos que recurrir a experimentos internos para saber cuál es la geometría del Universo. Un experimento hipotético sería lanzar dos rayos de luz paralelos, que se mueven según "rectas" en el espacio, y comprobar si se encuentran alguna vez o permanecen paralelos indefinidamente. Sabemos que los rayos de luz se curvan en las cercanías de una masa, por ejemplo, cuando pasan cerca de una estrella, así que para determinar la gometría global del espacio tendríamos que descontar esas desviaciones locales.

Si los rayos de luz siguen indefinidamente paralelos, la geometría del Universo es euclídea o plana. En este contexto, el término "plano" no se refiere a las características de una superficie, como ocurre en el lenguaje coloquial, sino a las propiedades geométricas de un espacio en tres dimensiones. Quizá el maestro Lázaro Carreter podría apuntarnos con uno de sus dardos y sugerir algún témino que significara lo mismo, pudiera usarse coloquialmente y no moviera a confusión.

Einstein demostró en 1915, en su teoría de la Relatividad General, que la geometría está íntimamente relacionada con la cantidad de masa y energía presente en el Universo. Y estaba convencido, además, de que no era plano, sino que tenía que curvarse, como una superficie esférica se curva en dos dimensiones, porque era lo único compatible con un Universo con masa y energía en su interior y estático, es decir con propiedades globales constantes en el tiempo, en el que creía firmemente. Pero en 1929, Edwin Hubble descubrió que el Universo está en expansión, de forma que las ecuaciones de Einstein eran compatibles ya con cualquier geometría, dependiendo de la relación existente entre la velocidad de expansión y la densidad de masa y energía.

Durante decenios se ha intentado medir los parámetros cosmológicos que determinan la geometría del espacio sin llegar a una solución definitiva. Hay teorías, todavía no confirmadas, como la inflación cósmica que pudo tener lugar en los primeros instantes tras el Big Bang, que favorecen la solución de un Universo plano, con geometría euclídea salvo perturbaciones locales; pero no dejan de ser teorías. Lo importante es lo que dicen los datos.

Con la reciente puesta en funcionamiento de instrumentos de observación muy potentes, entre ellos el telescopio espacial Hubble, se ha podido medir la densidad global de materia y energía, incluyendo eso que llamamos materia oscura, que no es más que materia que no vemos porque no emite ni refleja luz con intensidad suficiente para que sea detectada, pero que se manifiesta a través de su interacción gravitatoria con materia que sí vemos. Y el resultado es que, combinando las mediciones sobre la materia existente y la velocidad de expansión, la curvatura tendría que ser distinta de cero.

Nuestro Universo sería, pues, curvo, se expandiría indefinidamente y dos rayos de luz inicialmente paralelos divergerían. Pero hace dos años se detectó un efecto extraordinario: contra todas las expectativas, la expansión cósmica parece acelerarse en lugar de frenarse, como sería natural debido a la atracción gravitatoria de la materia presente en el Universo.

Este dato parece derivarse de una propiedad básica del espacio cuyos efectos se manifiestan a través de un término, llamado constante cosmológica, introducido por Einstein para poder describir con sus ecuaciones el Universo estático en el que creía, pero desechado después, por innecesario, al descubrirse que estaba en expansión. Si se tiene en cuenta de nuevo la constante cosmológica, sugerida por la aceleración con que se alejan unas galaxias de otras, y se incorporan todos los datos experimentales disponibles, entonces la curvatura del espacio resulta ser compatible con cero, es decir, con la "planitud". Esa misteriosa energía contenida en el espacio vacío y representada por la constante cosmológica se añade a la materia y energía "ordinarias" para compensar, con bastante exactitud, el efecto de la expansión sobre la geometría.

Las observaciones más recientes, que están en la raíz de las noticias de los periódicos, han sido realizadas con ayuda de globos aerostáticos que suben telescopios a la alta atmósfera para aumentar su precisión. En el primero de los experimentos, llamado Boomerang, el globo transportó a unos 40 kilómetros de altura sobre la Antártida un telescopio sensible a las microondas, que es radiación electromagnética menos energética que la luz visible.

El motivo de esta elección es que la componente principal de la radiación cosmológica de fondo que baña todo el Universo, y que es una reliquia de los primeros tiempos tras el Big Bang, se sitúa en el rango de frecuencias de las microondas. Ahora bien, en los detalles de esa radiación fósil está impresa la historia temprana y las propiedades más básicas del Universo, y los resultados de la observación parecen confirmar los modelos que implican una geometría del Universo euclídea.

Nadie tema, pues, verse obligado a elegir entre la idea de que los científicos han enloquecido repentinamente y afirman cosas a todas luces inciertas, o bien que llevan razón y estamos abocados a la incomodidad de vivir sobre una superficie plana sin poder elevarnos ni elevar la vista sobre ellas. Nuestro universo es plano, sí, pero notablemente ancho en las tres dimensiones del espacio.

Cayetano López Martinez es catedrático de Física en la Universidad Autónoma de Madrid.

Las estrellas se organizan en galaxias las que, a su vez, se agrupan en grupos, cúmulos y supercúmulos separados por espacio vacío. Hasta 1989 se creía que los supercúmulos eran las mayores estructuras del Universo y que estaban distribuidos uniformemente. Sin embargo, astrónomos de Harvard descubrieron ese año la "Gran Muralla", una película de galaxias de más de 500 millones de años luz de largo y 200 millones de ancho, pero sólo de 15 millones de grosor.

La existencia de esta estructura pasó inadvertida por mucho tiempo

debido a que su detección requería ubicar la posición de las galaxias en tres dimensiones, lo que requiere combinar la información de posición en el cielo con distancias (calculadas mediante el corrimiento al rojo). Investigaciones más recientes muestran el Universo como una colección de vacíos gigantes con forma de burbuja, separados por películas y filamentos de galaxias, con los supercúmulos apareciendo ocasionalmente como nodos relativamente densos.

La radiación de fondo de microondas (CMB Cosmic Microwave Background) es una forma de radiación electromagnética que llena el universo por completo. Tiene características de radiación de cuerpo negro a una temperatura de 2.726 Kelvin y su frecuencia pertenece al rango de las microondas.

Esta radiación fue predicha por George Gamow, Ralph Alpher y Robert

Hermann en los años 40 y fue descubierta de manera accidental en 1964 por Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson quienes recibieron el Premio Nobel de Física de 1978 por este descubrimiento.

La radiación de fondo de microondas ha sido estudiada con gran detalle por el satélite COBE (Cosmic Background Explorer) entre 1989 y 1996 que fue la primera experiencia capaz de detectar irregularidades y anisotropías en esta radiación.

Las irregularidades se consideran variaciones de densidad del universo primitivo y su descubrimiento arroja indicios, la formación de las primeras estructuras de gran escala y la distribución de galaxias del universo actual. En el 2001 la agencia espacial americana NASA lanzó el WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), un nuevo satélite capaz de estudiar con gran detalle la radiación cósmica de fondo.

La ley de Hubble establece que las galaxias se alejan unas de otras a una velocidad porporcional a su distancia. Esta ley conduce al modelo del universo en expansión y, retrocediendo en el tiempo, a la teoría del Big Bang. Fue formulada por primera vez por Edwin Hubble en 1929. Hubble comparó las distancias a las galaxias con sus respectivos corrimientos (o desplazamientos) al rojo debidos a la recesión (alejamiento) relativo entre ellas, encontrando entre ambas

magnitudes una relación lineal y siendo el coeficiente de proporcionalidad la constante de Hubble. La ley puede escribirse:

v = H0 D, siendo

v la velocidad de recesión debida a la expansión del universo (generalmente en km/s)

D la distancia actual a la galaxia (en mega parsec Mpc).

H0 la constnte de Hubble

La ley de Hubble se puede derivar de su observación inicial suponiendo que el universo es homogéneo (las observaciones realizadas desde todos los puntos son las mismas) y se expande (o contrae).

La constante de Hubble y la edad del universo

Durante la mayor parte de la segunda mitad del siglo XX, el valor de la costante de Hubble se estimaba entre 50 y 90 km/sec/Mpc, produciéndose una disputa entre Gérard de Vaucouleurs que defendía un valor de 100 y Alan Sandage que le asignaba un valor de 50.

El Hubble Key Project mejoró significativamente el cálculo del valor de la constante, publicando en mayo de 2001 una estimación de 72+/-8. En 2003, el satélite WMAP obtuvo un resultado de 71+/-4, empleando un método independiente basado en la medición de las anisotropías de la radiación de microondas de fondo.

La constante de Hubble, lo es (constante), en el sentido de que es válida para todas las velocidades y distancias en un momento determinado.

Sin embargo, el valor de H, comúnmente denominado parámetro de Hubble para distinguirlo de su valor instantáneo (H0), decrece a lo largo del tiempo. Asumiendo que las galaxias se alejan a velocidad constante (sin acelerar o frenar su velocidad), la distancia a la que se encuentran podrá expresarse por la relación D = vt, de lo que se deduce la relación H=1/t, siendo t el tiempo que llevan las galaxias alejándose (desde el Big Bang), es decir, la edad del universo, estimándose su valor entre 11 y 20 mil millones de años.

Observaciones realizadas a finales del siglo XX y principios del XXI, sustentan la creencia de que el universo está acelerando su expansión (las velocidad de recesión de las galaxias se está incrementando), lo que significaría que las estimaciones de la edad del universo son conservadoras (menores de la real).

Notas adicionales

La distancia D a galaxias cercanas se puede estimar comparando su brillo aparente, con su brillo absoluto teórico.

En cualquier caso, D ha de ser la distancia actual ala galaxia, no la que existía cuando la galaxia emitió la luz que hoy recibimos. Esta distancia es muy difícil de determinar.

La velocidad v se define como el ratio de variación de la distancia D.

Para galaxias relativamente cercanas, la velocidad puede determinarse mediante el corrimiento al rojo (z) empleando la fórmula v ˜ zc; siendo c la velocidad de la luz. Sin embargo, tan sólo debe considerarse la velocidad debida a la expansión del universo, al margen de otros movimientos relativos de las galaxias (movimiento peculiar).

Lo sistemas con ligaduras gravitacionales, como las galaxias , o muestro sistema solar no se encuentran sujetos a la ley de Hubble, y no se expanden

Aceleración de la expansión del universo y universo en expansión son términos con los que se designa la idea de que nuestro universo sufre una expansión rápida. A fines de los años 1990, unas observaciones de supernovas tipo Ia arrojaron el resultado inesperado de que la expansión del universo parece ir acelerándose. Estas observaciones parecen más firmes a la luz de nuevos datos. Esto siginifica que la velocidad a la que una galaxia distante se aparta de nosotros aumenta con el tiempo.

De ser correcta esta teoría, el resultado último de esta tendencia sería la imposibilidad de seguir viendo cualquiera otra galaxia. Esta nueva teoría del fin del Universo ha recibido el nombre de Gran Desgarramiento o, en inglés, Big Rip.

Puesto que la energía causante de la aceleración del espacio-tiempo no puede ser observada directamente, se ha dado en llamarla energía oscura. Dos candidatos teóricos que podrían hacer las veces de esta energía son una constante cosmológica no igual a cero (que pudo haber causado la inflación cósmica) y una energía repulsiva más general llamada quintaesencia.

La observación de un universo en aceleración parece plantear grandes problemas para la inteligencia eterna de Dyson. Esta teoría depende de un universo en desaceleración, lo que durante muchos años fue el modelo dominante en la cosmología, ya que (a falta de observaciones que probaran la existencia de la energía oscura) se creía que la atracción gravitatoria de la materia del universo sobre la misma materia actuaría para frenar la expansión.

En cosmología el Big Crunch o gran colapso es una de las posibilidades que se barajan sobre el destino final del universo. Si la expansión del universo fuera frenada progresivamente por la acción de la atracción de la gravedad el Universo podría alcanzar un tamaño máximo y retraerse posteriormente en el tiempo hasta colapsarse por completo en un Big Crunch.

Para que esto sea así es necesario que la cantidad de materia en el universo sea lo bastante grande como para frenar su expansión. Se sabe que la materia bariónica u ordinaria que forma las estrellas y la materia visible no es suficientemente elevada para producir este resultado.

De ahí el interés en conocer la cantidad de materia oscura que existe en el universo. Para ello se estudia el movimiento relativo de galaxias

y clústeres de galaxias así como la estructura de gran escala del universo observable.

Otra forma de investigar el futuro del universo es investigar las variaciones temporales de la constante de Hubble en escalas comparables a la edad del Universo. En la actualidad, esta teoría es considerada obsoleta por algunos científicos, dado que la NASA ha conseguido datos que podrían apoyar la Teoría de la eterna expansión del Universo (Big Rip). Big Rip

El Gran Desgarramiento o Teoría de la Eterna Expansión, llamado en inglés Big Rip, es una hipótesis cosmológica sobre el destino último del universo. 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 w, la razón entre la presión de la energía oscura y su densidad energética. A w < -1, el universo acabaría por ser desgarrado. Primero, las galaxias se separarían entre sí, luego la gravedad sería demasiado débil para mantener integrada cada galaxia. Aproximadamente tres meses antes del fin, los sistemas solares perderían su cohesión gravitatoria. En los últimos minutos, se desbaratarán estrellas y planetas, y los átomos serán destruidos en una fracción de segundo antes del fin del tiempo. Los autores de esta hipótesis calculan que el fin del tiempo ocurriría aproximadamente 3,5×1010 años después del Big Bang, o dentro de 2,0×1010 años.

Una singularidad o punto singular se puede definir como un punto donde dejan de operar las reglas de un sistema matemático o astrofísico. Desde el punto de vista matemático, es una región donde

no se puede definir una función, convergiendo hacia valores infinitos. Un ejemplo muy sencillo es la función donde podemos establecer valores muy pequeños o muy grandes para “x” siempre que estos sean distinto de cero.

Ahora desde el punto de vista astrofísico, específicamente en relatividad general, una singularidad es una región donde la curvatura del espacio-tiempo es tan grande que sus leyes ya no operan en el sistema, esto significa que es un punto casi cero donde se concentra una enorme cantidad de materia, siendo usualmente el centro de un agujero negro.

Tipos de singularidades

Singularidad simple: Este tipo de singularidad podemos encontrarlas en agujeros negros que no han conservado el momento angular como es el caso de un agujero negro de Schwarzschild o un agujero negro de Reissner-Nordstrom , donde la materia simplemente se concentra en un único punto de densidad infinita.

Singularidad en forma de anillo o Toro: Normalmente hace su aparición en agujeros negros que han conservado su momento angular, como puede ser el caso de un agujero negro de Kerr o un agujero negro de Kerr-Newman, aquí la materia debido al giro deja un espacio al medio formando una estructura parecida a la de una rosquilla pero infinitamente pequeña.

Singularidad desnuda: Existen casos en los agujeros negros donde debido a altas cargas o velocidades de giro, la zona que rodea a la singularidad desaparece (en otras palabras el horizonte de sucesos) dejando a esta visible en el universo que conocemos. Se supone que este caso esta prohibido por la regla del censor cósmico, que establece que toda singularidad debe estar separada del espacio.

Ley de la Gravitación Universal de Newton

La gravedad es la fuerza de atracción que experimentan dos objetos con masa. Esta fuerza es directamente proporcional al producto de las masas de cada uno, e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa: donde G es la Constante de gravitación universal, siendo su valor 6,67 × 10-11 Nm2/kg2

La gravedad

Esta fuerza está presente en nuestra experiencia cotidiana ya que es

la que nos mantiene unidos a la Tierra. Como la masa del planeta es muchísimo más grande que la de cualquier objeto que podemos encontrar a nuestro alrededor y la distancia al centro de la tierra de cualquier objeto humano es esencialmente constante, la aceleración, g, que sufrimos por la interacción gravitatoria con la Tierra es siempre la misma, tomando un valor de: g = 9,8 m/s2 La interacción gravitatoria es la responsable de los movimientos a gran escala en todo el universo, ya que es la que hace que los planetas sigan órbitas predeterminadas alrededor del Sol. Isaac Newton fue la primera persona en darse cuenta de que la fuerza que hace que las cosas caigan con aceleración constante en la Tierra y la fuerza que mantiene en movimiento los planetas y las estrellas era la misma, y a él le debemos la primera teoría general de la gravitación, expuesta en su obra Philosophiae Naturalis Principia Mathematica.

Aceleracion de la gravedad

Según las leyes de Newton toda fuerza ejercida sobre un cuerpo imprime a éste una aceleración. En presencia de un campo gravitatorio todo cuerpo se ve sometido a la fuerza de la gravedad, y la aceleración que esta fuerza imprime se conoce como aceleración de la gravedad y se representa por la letra g. De este modo, todo cuerpo que se somete a la libre influencia del campo gravitatorio (es decir, sin otras fuerzas que interfieran, como el rozamiento) caerá con velocidad creciente.

El valor de g depende de la fuerza gravitatoria en cada punto del campo, y coincide con la intensidad del campo gravitatorio en dicho punto. En la superficie de la Tierra g tiene un valor de 9,8 m/seg2. Este valor de g es considerado como el valor de referencia, y así se habla de naves o vehículos que aceleran a varios g. En virtud del principio de equivalencia, un cuerpo bajo una aceleración dada sufre los mismos efectos que si estuviese sometido a un campo gravitatorio cuya aceleración gravitatoria fuese la misma.

Antes de Galileo Galilei se creía que un cuerpo pesado cae más de prisa que otro de menos peso. Galileo subió a la Torre inclinada de Pisa y arrojó dos objetos de masa diferente para demostrar que el tiempo de caída libre era, virtualmente, el mismo para ambos.

Variación de la gravedad en la Tierra

La gravedad es máxima en la superficie. Disminuye, naturalmente, al alejarse del planeta, por aumentar la distancia r entre las masas implicadas. Sin embargo, también disminuye al adentrarse en el interior de la Tierra, ya que cada vez una porción mayor de planeta queda por "encima", y cada vez es menos la masa que queda por "debajo". En el centro de la Tierra, hay una enorme presión por el peso de todo el planeta, pero la gravedad es nula, como en el espacio exterior.

Así mismo aumenta con la latitud debido a dos efectos. El achatamiento de la tierra en los polos hace que la distancia r se reduzca a medida que nos acercamos a ellos. Además la velocidad de rotación terrestre genera una aceleración centrífuga que es máxima en el ecuador y nula en los polos. Los valores de g en el ecuador y en los polos son respectivamente:

gec = 9,7303 m/s2

gpolo = 9,8322 m/s2

Teoría de Einstein de la gravitación

Einstein revisó la teoría newtoniana, describiendo la gravedad como una deformación de la geometría del espacio-tiempo en su Relatividad general.

Las teorías actuales, apuntan a una "unidad de medida de la gravedad" (el gravitón), como partícula que ejerce dicha fuerza. eso es mucho blo xq la gravedad es la forma en la que se mantiene un objeto al aire esto grcias a la ley de newton

La gravedad como fuerza fundamental

La gravedad es una de las cuatro fuerzas fundamentales de la Naturaleza, junto con el electromagnetismo, la interacción nuclear fuerte y la interacción nuclear débil. A diferencia de las interacciones nucleares (y a semejanza del electromagnetismo), actúa a grandes distancias. Sin embargo, al contrario que el electromagnetismo, la gravedad siempre es acumulativa. Este es el motivo de que la gravedad sea la fuerza más importante a la hora de explicar los movimientos celestes.

La gravedad en la teoría cuántica

La gravedad aparece como fuerza fundamental que liga a todas las partículas con masa con otras a través de otra partícula, un gluón transmisor del campo gravitatorio denominado gravitón.

La unificación de la fuerza gravitatoria con las otras fuerzas fundamentales sigue resistiéndose a los físicos. La aparición en el universo de materia oscura o una aceleración de la expansión del universo hace pensar que todavía falta una teoría satisfactoria de las interacciones gravitatorias completas de las partículas con masa.

En física, una teoría del todo es una teoría que unifica las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza: gravedad,fuerza nuclear fuerte , fuerza nuclear débil y la fuerza electromagnética (Einstein trabajo 30 años de su vida en busca de una única ecuacion que resumiera la teoria del todo, la conocida como ecuacion maestra), y es el objetivo de las investigaciones en gravedad cuántica. De las diferentes fuerzas la gravedad se explica geométricamente en la teoría de la relatividad general de Einstein mientras que las otras tres fuerzas se explican como expresiones de campos cuánticos. Se han usado otros nombres anteriormente para el concepto de teoría del todo, como son teoría unificada, gran teoría unifícada y teoría de campos unificada. Una teoría del todo es necesaria para explicar fenómenos tales como el big bang o singularidad gravitacional en las que las teorías corrientes de relatividad general y mecánica cuántica no las explican. Motivaciones teóricas para encontrar una teoría del todo incluyen la creencia Platónica de que la naturaleza última del universo es simple y que los modelos corrientes de universo tales como el modelo estándar no pueden ser completados debido a que son demasiado complicados.

Recientemente han surgido dos teorías que podrían algún día evolucionar hacia la mencionada teoría unificada. Una es la Teoría M, una variante de la teoría de cuerdas basada en un espacio de 11 dimensiones. La segunda es la denominada teoría cuántica de bucles que postula que el propio espacio-tiempo estaría cuantizado, algo que por ahora no ha sido demostrado.

Hay que tener en cuenta que la relatividad general, que es la teoría actual cuando se trabaja a gran escala, es una teoría clásica en el sentido de que trabaja, como ya lo hiciera Newton, sobre un espacio-tiempo continuo, es decir, infinitamente divisible.

En física, la primera revolución de supercuerdas es un período de descubrimientos importantes en teoría de cuerdas entre 1984 y 1986. Los físicos entedieron que la teoría de cuerdas era capaz de describir todas las partículas e interacciones elementales entre ellas, y centenares de ellos comenzaron a trabajar en teoría de cuerdas como la idea más prometedora para unificar teorías en la física. La revolución fue comenzada por el descubrimiento de la cancelación de la anomalía en teoría de cuerdas de tipo I de Michael Green y John Schwarz en 1984. La anomalía es cancelada debido al mecanismo Green-Schwarz. Varios otros descubrimientos seminales, tales como la cuerda heterótica, fueron hechos en 1985.

La segunda revolución de supercuerdas se refiere al conjunto innovaciones en la teoría de cuerdas que ocurrió aproximadamente entre 1994 y 1997 y que llevaron a la aceptación final de la teoría de cuerdas por parte de la comunidad de físicos de partículas ajenos a la teoría de cuerdas.

Las diversas versiones de la teoría de supercuerdas fueron unificadas, según se esperaba desde hacía tiempo, por nuevas equivalencias. Éstas se conocen como dualidad S, dualidad T, dualidad U, simetría especular, y transiciones de conifold. Las diversas teorías de cuerdas también fueron conectadas con una nueva teoría 11-dimensional llamada teoría M.

Nuevos objetos llamados branas fueron captados como ingredientes inevitables de la teoría de cuerdas. Su análisis - especialmente el análisis de un tipo especial de branas llamadas D-branas - condujo a la correspondencia AdS/CFT, a la comprensión microscópica de las propiedades termodinámicas de los agujeros negros, y a muchos otros progresos.

Teoría de supercuerdas

La teoría de las supercuerdas es una «teoría del todo» que intenta explicar a la vez todas las partículas subatómicas existentes y unificar todas las fuerzas de la naturaleza. Para ello, definen el universo como formado por multitud de cuerdas vibrantes supersimétricas.

El principal problema de la física actual es poder incorporar la fuerza de la gravedad tal y como la explica la teoría de la relatividad general al resto de las fuerzas físicas ya unificadas.

La teoría de las supercuerdas sería un metodo de unificación de dichas teorías.

La idea fundamental es que la realidad son cuerdas que vibran en resonancia a una frecuencia de la Longitud de Planck y en donde el gravitón sería una cuerda de amplitud 0.

La teoría está lejos de estar acabada y perfilada, ya que hay muchísimas variables sin definir, por lo que existen varias versiones de la misma.

El problema de las dimensiones

Una de las características de la teoría es que pueden existir más de 4 dimensiones, pero éstas nunca serían detectables si el tamaño de las dimensiones extra fuera menor a la longitud de las cuerdas.

De hecho la teoría de las supercuerdas predice que el número de dimensiones es de 10,11 o 26. Las 3 dimensiones conocidas del espacio (longitud, altura y anchura)y una del tiempo, y seis dimensiones más del espacio , también llamada teoría del hiperespacio.

La teoría de las supercuerdas no es la única teoría multidimensional ni tampoco la única 'teoría del todo'. Una teoría equivalente es la teoría de branas en donde las cuerdas son sustituidas por partes de una membrana, de ahí su nombre

Teoría de cuerdas

Actualmente, la teoría de cuerdas es la candidata más prometedora para tener una teoría unificada, es decir, una teoría capaz de describir todos los fenómenos ocurridos en la naturaleza debidos a las cuatro fuerzas fundamentales: la fuerza gravitacional, la fuerza electromagnética y las fuerzas de interacción fuerte y débil.

Durante años, muchos físicos han soñado con tener una teoría del todo, ésta se ha negado principalmente porque la gravedad es la que se ha resistido a expresarse en forma cuántica, algo que se conoce como gravedad cuántica. Existen teorías que han unificado algunas fuerzas, como por ejemplo la teoría electrodébil o, más aún, el modelo estándar (una teoría cuántica de campos) el cual sí describe los fenómenos con resultados aceptables, pero con la excepción notable de la gravedad.

Según las investigaciones actuales en la física teórica, no es recomendable trabajar con la idea de partícula puntual para lograr unificar a la fuerza gravitatoria con las otras tres; cuando se hace esto, se llega a algunas inconsistencias internas dentro de la teoría. Para solucionar esto, se ha introducido la idea de considerar a las partículas ya no puntuales, sino más bien como objetos unidimensionales: una cuerda. En este panorama estamos hablando en un mundo donde las energías son muy altas, del orden de la energía de Planck.

Esta idea está permitiendo explicar la gravedad en forma cuántica, junto con las otras fuerzas, y está dando todo un gran campo de investigación dentro de la física teórica, y también en matemáticas. La teoría de supercuerdas está fundamentada en 11 dimensiones (tiempo, las 3 del espacio, 6 adicionales y una que las va englobando formando membranas de las cuales se podría escapar parte de la gravedad de ellas en forma de "gravitones"). Es supersimétrica, no ha contradicho ninguna de las teorías físicas existentes, y mejor aún, tiene en su interior a las cuatro fuerzas fundamentales, lo que significa tener una teoría unificada. Sin embargo, no ha hecho una predicción concreta, debido a que tiene un número muy grande de soluciones y todavía no se entiende en gran detalle la dinámica de la misma, pero sí se tienen excelentes postdicciones: la gravedad y el modelo estándar.

La teoría de supercuerdas es algo actual, en sus principios (mediados de los años ochenta) aparecieron unas cinco teorías de cuerdas, las cuales después fueron identificadas como límites particulares de una sola teoría: la teoría de supercuerdas, también conocida como Teoría M.

Por último, mencionaremos que los diversos límites de la Teoría M contienen no sólo cuerdas, sino además una variedad de objetos no perturbativos, extendidos en varias dimensiones, que se llama colectivamente membranas. Hasta aquí, es sólo una breve explicación de lo que es la teoría de supercuerdas, una teoría que busca la unificación en la física.

Membranas

Conjunto de dimensiones presente en la teoría de cuerdas (M), ampliando sus límites. Se ha llegado a explicar la causa del "Big Bang" por el choque de dos membranas, así sería la explosión producida la causa del nacimiento y expansión del universo.

Las membranas podrían estar separadas por distancias pequeñísimas unas de otras, incluso a milímetros de nosotros pero invisibles y alcanzables únicamente por ondas gravitacionales. La gravedad se escapa de ella por medio de unos elementos llamados "Gravitones" con un sistema de cuerdas cerrado que hace flotar a las partículas de la gravedad. Gracias a este hecho se intentaría explicar porqué la gravedad es menos fuerte de lo que en realidad es.

Lentes Gravitacionales

En astrofísica una lente gravitatoria, también denominada lente gravitacional, se forma cuando la luz procedente de objetos distantes y brillantes como quasares o galaxias se curva alrededor de un objeto masivo situado entre el objeto emisor y el observador.

Las lentes gravitacionales fueron predichas por la teoría de la relatividad general de Einstein. En el año 1919 se pudo probar la exactitud de la predicción. Durante un eclipse solar el astrónomo Arthur Eddington observó cómo se curvaba la trayectoria de la luz proveniente de estrellas distantes al pasar cerca del Sol, produciéndose un desplazamiento aparente de sus posiciones. Los fenómenos de lentes gravitatorias pueden utilizarse para detectar la presencia de objetos masivos invisibles, tales como agujeros negros e incluso de planetas extrasolares.

Hay tres clases de fenómenos de lente gravitacional:

Fuerte. Distorsiones fácilmente visibles tales como formación de anillos de Einstein, arcos y múltiples imágenes.

Débiles: Distorsión débil de los objetos de fondo que puede ser detectada únicamente analizando un gran número de los objetos de fondo.

Microlente: Sin distorsión aparente en la forma pero con variaciones débiles de la intensidad de luz de los objetos de fondo.

Una lente gravitacional actúa en todo tipo de radiación electromagnética y no únicamente en luz visible. Efectos de lentes gravitacionales han sido propuestos sobre la radiación de fondo de microondas y sobre algunas observaciones de radio y rayos x.

Aplicaciones astronómicas

Las lentes gravitacionales pueden utilizarse como en un telescopio para observar la luz procedente de objetos muy lejanos. Investigadores estadounidenses fueron capaces de detectar la galaxia más lejana conocida gracias al efecto de lente gravitacional ejercido por la agrupación de galaxias Abell 2218.

Estas observaciones fueron realizadas con el Telescopio espacial Hubble (15 de Febrero de 2004). Dos planetas extrasolares han sido descubiertos también en eventos de microlentes gravitacionales. Esta técnica permitirá detectar la presencia de planetas de masa terrestre alrededor de estrellas parecidas al Sol si estos son comunes.

Formación y evolución de las galaxias

La formación de galaxias es todavía una de las áreas de mayor investigación en astrofísica, lo que también vale para la evolución de galaxias. Algunas ideas, sin embargo, son ampliamente aceptadas hoy en día.

Tras el Big Bang, el universo pasó por un período en el cual fue notablemente homogéneo, como puede inferirse a partir de la radiación de fondo de microondas, cuyas fluctuaciones son menos de una parte en cien mil. La visión más aceptada consiste en que todas las estructuras que podemos observar hoy en día se formaron como

consecuencia del crecimiento de fluctuaciones primordiales debido a inestabilidades gravitacionales. Datos recientes sugieren que las primeras galaxias se formaron ya pasados 600 millones de años tras el Big Bang, mucho más temprano de lo que los astrónomos pensaban previamente. El problema es que este período de tiempo deja muy poco espacio para que las minúsculas inestabilidades primordiales crezcan lo suficiente.

Articulo de Astroseti: Finalizada la Simulación del Universo más detallada hasta ahora

Hace poco, científicos del Consorcio Virgo publicaron en la revista Nature los resultados de la simulación del Universo más detallada jamás realizada. Para llevar a cabo dicha simulación, llamada "Ejecución del Milenio" (Millenium Run), hicieron falta 512 procesadores de IBM conectados entre sí y ejecutando instrucciones a plena potencia y en paralelo durante 28 días.

Distribución de la materia oscura a gran escala

Los experimentos, llevados a cabo en Alemania, han dado como resultado 20 Terabytes (20x1012 bytes) de información. Actualmente se encuentran empezando la etapa de post-procesamiento, donde se estudiarán en detalle las grandes estructuras que se han obtenido, como por ejemplo galaxias, agrupaciones (clusters) y grupos locales.

La ejecución completa ha simulado el Universo desde unos pocos cientos de miles de años después de la Gran Explosión, cuando aún era como una sopa de materia caliente casi uniforme, hasta el día de hoy, miles de millones de años más tarde.

Uno de los puntos interesantes de esta simulación es precisamente que el universo en esas fases tempranas de su expansión no era perfectamente uniforme, y las pequeñas imperfecciones del mismo, que probablemente aparecieron como causa de efectos cuánticos, sirvieron de semilla para que todas las estructuras que hoy día conocemos aparecieran.

Sin estas imperfecciones el universo aún sería una sopa cósmica uniforme, aunque con menor densidad que en los comienzos del mismo.

Uno de los descubrimientos que esta simulación ha arrojado a la luz es que las estructuras más grandes de nuestro universo aparecieron mucho antes de que lo que suponía.

Por supuesto, ahora hay que hacer nuevas experimentaciones y mediciones para corroborar que efectivamente los datos obtenidos por la simulación del "Universo Virtual" se corresponden con el "Universo Real".

Para que podamos hacernos una idea de lo grandioso del proyecto, el universo simulado consistía en un cubo de unos dos mil millones de años luz de arista, relleno con más de diez mil millones de partículas (la memoria de un ordenador convencional no es capaz de almacenar tal cantidad de particulas simultaneamente).

Según el profesor Gus Evrard de la Universidad de Michigan, y miembro del Consorcio Virgo: "el truco aquí es que esta simulación solo modela la materia oscura". Cada una de las partículas de la simulación representa una bola de materia oscura, que según los científicos existe en nuestro universo y supera a la cantidad de materia "ordinaria" (la que nosotros vemos y de la que estamos formados) en una proporción 5 a 1.

La elección de solo incluir este tipo de materia se fundamenta en que ésta solo interacciona entre sí por medio de la fuerza de la gravedad, mientras que la materia visible puede presentar complicaciones como las supernovas, chorros de rayos X, etc.

"Es irónico que podamos simular mejor la parte que no podemos ver. Por supuesto, también es algo trágico", ha dicho el profesor Evrard.

Poster que muestra la densidad de materia oscura de una "rebanada" de unos 15 Mega-parsecs de grueso. Los paneles que se superponen muestran ampliaciones sucesivas (x4)

De siempre, el problema con este tipo de simulaciones ha sido (y será) la velocidad de cálculo necesaria. Aunque el crecimiento de la velocidad de los ordenadores se ha ido incrementando de acuerdo con la ley de Moore, esto es, duplicándose cada 16 meses, la velocidad de los ordenadores actuales sigue siendo insuficiente para este tipo de experimentos.

Como nota de interés para todos los interesados con la super-computación, entre ellos los participantes en proyectos tan famosos como SETI@home o ClimatePrediction, este tipo de simulaciones no se pueden realizar de manera efectiva con ordenadores dispersos por todo el mundo, ya al interaccionar todas las particulas del sistema entre sí, no es posible dividir los cálculos en "trozos" menores que puedan ser analizados por separado.

En cualquier caso, tal como nos cuenta el profesor Evrard: "Estamos ejecutando nuevamente una simulación añadiendo la materia visible, pero esta no será a una resolución tan fina como la que ya hemos realizado". Es de esperar que conforme la velocidad de los ordenadores vaya incrementándose, los científicos sean capaces de hacer simulaciones llegando al nivel de simular las estrellas individuales.

Tanto Evrard como su grupo de investigación están acostumbrados a trabajar con lo extremadamente grande y lo extremadamente pequeño: "es lo interesante de este asunto, estas trabajando a las más grandes escalas, pero sus semillas fueron en su día muy pequeñas. Tu y yo, y cualquier otro en Ann Arbor estuvimos alguna vez contenidos en una región más pequeña que el núcleo de un átomo".

En la página web de la "Ejecución del Milenio" se pueden descargar y ver imágenes obtenidas de esta simulación. En dichas imágenes y animaciones se pueden observar viajes en el universo simulado de millones de años luz de longitud, incluyendo vistas del universo completo que van ampliándose hasta llegar al nivel de galaxias individuales.

Esta noticia ha sido redactada por Sergio Alonso para AstroSETI a partir de diversas fuentes en Internet

Es nuestra galaxia. Según las observaciones posee una masa de 1012 masas solares y es, muy posiblemente, una espiral barrada. Con un diámetro medio de unos 100.000 años luz se calcula que contiene unos 100.000 millones de estrellas. La distancia desde el Sol al centro de la

galaxia es de alrededor de 27.700 años luz (8,5 kpc).

El nombre de Vía Láctea proviene del latín y significa camino de leche. Fue denominada así por la apariencia de banda lechosa de luz ténue que atraviesa el cielo nocturno de lado a lado. Esta banda no es más que la luz emitida por el conjunto de estrellas que forman disco galáctico.

La Via Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias, llamado Grupo Local. Debido a las curvas de rotación que presenta se cree que gran parte de la masa de la Vía Láctea es materia oscura.

La galaxia se divide en tres partes bien diferenciadas, halo, disco y bulbo.

Halo: El halo es una estructura esferoidal que envuelve la galaxia, tal y como se ve en el diagrama anterior. En el halo la densidad de estrellas es muy baja y apenas si tiene nubes de gas por lo que carece de regiones con formación estelar. En cambio es en el halo donde se encuentran la mayoría de cúmulos globulares. Estas formaciones antiguas son reliquias de la formación galáctica. Estas agrupaciones de estrellas se debieron formar cuando la galaxia era, aún, una gran nube de gas que colapsaba y se iba aplanando cada vez más. Otra caracteríastica del halo es la presencía de gran cantidad de materia oscura.

Su existéncia se dedujo a partir de anomalías en la rotación galáctica. Los objetos contenidos en el halo rotan con una componente perpendicular al plano muy fuerte cruzando en muchos casos el disco galáctico. De hecho, es posible encontrar estrellas u otros cuerpos del halo en el disco. Su procedencia se delata cuando se analiza su velocidad y trayectoria así como su metalicidad. Y es que los cuerpos del halo presentan una componente perpendicular al plano muy acusada además de ser cuerpos formados antes que los del disco. También es muy probable que una estrella de población II (pobre en metales) pertenezca al halo, pues estas son más antiguas que las de población I (ricas en metales).

Disco: El disco se compone, principalmente, por estrellas jóvenes, de población I. Es la parte de la galaxia que más gas contiene y es en él donde aún se dan procesos de formación estelar. Lo más característico del disco son los brazos espirales. Estas formaciones son regiones densas donde se compacta el gas y, por tanto, se da la formación de estrellas. Los brazos son, en realidad, ondas de densidad que se desplazan independientemente de las estrellas contenidas en la galaxia. El brillo de los brazos es mayor que el resto de las zonas porque es allí donde se encuentran los gigantes azules (estrellas de tipo O i B). Estas estrellas de corta vida nacen y mueren en el brazo espiral convirtiéndose así en excelenetes marcadores de su posición. Otros trazadores de los brazos espirales son las regiones HII (nubes de hidrógeno ionizado). Estas nubes reemiten la energía captada haciéndose visibles. Son altamente energéticas pues han sido ionizadas por las potentes gigantes azules que barren extensas areas con sus vientos estelares. Las estrellas de vida más larga saldrán y entrarán repetidas veces en los diferentes brazos espirales de la galaxia.

Así como la galaxia se compone de dos partes según su grosor halo y disco el disco también. Disco delgado y disco grueso. El disco grueso se cree que es el resmanente de un segundo proceso de colapso y aplanamiento de la galaxia. Del mismo modo que el halo es el remanente del colapso inicial el disco grueso lo sería de una segunda fase de colapso.

Bulbo: El bulbo o núcleo galáctico se situa, como es lógico, en el centro. Es la zona de la galaxia con mayor densidad media de estrellas. Aunque a nivel local se pueden encontrar algunos cúmulos globulares con densidades superiores. El bulbo tiene una forma esferoidal achatada y gira como un sólido rígido. Por otra parte se sabe que en nuestro centro galáctico hay un gran agujero negro de unas 2,6 millones de masas solares. Su detección fue posible a partir de la observación de unas estrellas que giraban entorno a un punto oscuro a velocidades de más de 1500km/s.

Una galaxia es un conjunto de estrellas, nubes de gas y polvo, materia oscura, y quizás energía oscura unidos gravitacionalmente. La

cantidad de estrellas que la forman es variable, de 107 a 1012. En varios tipos de galaxias, el componente principal es la materia oscura, componente no observado directamente, sino por sus efectos gravitacionales. Las subestructuras existentes dentro de las galaxias son las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.

Según la Teoría de la formación de galaxias, es la materia oscura la que se aglomera inicialmente, arrastrando la materia normal, la que forma estrellas y da lugar finalmente a las galaxias visibles.

Galaxia procede de la palabra griega galax, que significa leche. El origen del nombre es que la primera galaxia identificada, la nuestra, se llama la Vía Láctea, por su apariencia lechosa en el cielo.

Las galaxias se alejan las unas de las otras, y la velocidad de expansión es proporcional a la distancia.

Este hecho es conocido como la ley de Hubble, debido a su descubridor, Edwin Hubble, y es una de las pruebas de la expansión del

Universo. En el Universo hay varios miles de millones de galaxias.

Nuestra galaxia, la Vía Láctea, pertenece a un Grupo Local de unas treinta galaxias dominadas por la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda. Este grupo se encuentra en el límite de un súper conglomerado que comprende casi cinco mil galaxias. El súper conglomerado, a su vez, pertenece a otra enorme concentración de galaxias reunidas en masas compactas.

Entre las concentraciones de galaxias hay unos vacíos inmensos. Los telescopios actuales distinguen galaxias hasta una distancia de 10 mil millones de años luz.

De nuestro grupo local, la galaxia de Andrómeda es una de las que se pueden observar a simple vista y la más cercana. Es la más grande de las galaxias del grupo local, con una masa igual a 300.000 millones de masas solares, el doble de nuestra galaxia. Los astrónomos la conocen con el nombre de M31 y se la califica de gigante.

La primera clasificación la propuso Edwin Hubble en el año 1926 y distingue tres grandes tipos de galaxias:

Galaxias elípticas: Una galaxia elíptica es un tipo de galaxia de la secuencia de Hubble que se caracteriza por las siguientes propiedades físicas:

- Ausencia o insignificante momento angular.

- Ausencia o insignificante cantidad de materia interestelar, sin estrellas jóvenes, ausencia de cúmulos abiertos

- Formada de estrellas antiguas, llamadas población II

- Las grandes galaxias elípticas suelen tener un sistema de cúmulos globulares

La imagen tradicional de las galaxias elípticas las presenta como galaxias donde la formación estelar terminó tras el estallido inicial, presentando ahora sólo viejas estrellas.

Algunas observaciones recientes han encontrado cúmulos de estrellas jóvenes, azules dentro de algunas galaxias elípticas, junto a otras estructuras que pueden explicarse por fusión de galaxias. En la nueva visión, una galaxia elíptica es el resultado de un largo proceso donde varias galaxias menores, de cualquier tipo, chocan y se fusionan en una mayor.

Por ejemplo, se sabe que nuestra Vía Láctea esta "digiriendo" un par de galaxias menores en la actualidad.

Galaxias lenticulares: Una galaxia lenticular es un tipo de galaxia intermedia entre una galaxia elíptica y una galaxia espiral en la Secuencia de Hubble. Las galaxias lenticulares son con forma de disco, (al igual que las galaxias espirales) que han consumido o perdido su materia interestelar (como las galaxias elípticas).

Galaxias espirales : Una galaxia espiral es un tipo de galaxia de la secuencia de Hubble que se caracteriza por las siguientes propiedades físicas:

- Tiene un momento angular total considerable.

- Está compuesta por una concentración de estrellas central rodeada por un disco.

- El núcleo central es similar a una galaxia elíptica, conteniendo numerosas estrellas antiguas, llamadas "Población II", y normalmente un agujero negro supermasivo en el centro.

- El disco es plano y está formado por materia interestelar, estrellas jóvenes "Población I" y cúmulos abiertos.

Las galaxias espirales deben su nombre a los brazos luminosos con formación estelar dentro del disco que se prolonga —más o menos logarítmicamente— desde el núcleo central. Aunque a veces son difíciles de percibir, estos brazos las distinguen de las galaxias lenticulares, que presentan una estructura de disco pero sin brazos espirales.

El disco de las galaxias espirales suele estar rodeado por grandes aureolas esferoides de estrellas de Población II, muchas de las cuales se concentran en cúmulos globulares que orbitan alrededor del centro galáctico.

Nuestra galaxia, la Vía Láctea, es espiral, con una clasificación en la secuencia de Hubble Sbc (posiblemente SBb).

Origen de la estructura espiral

Los primeros estudios sobre la formación de los brazos espirales corresponden a Bertil Lindblad. Se dio cuenta de que las estrellas no pueden estar organizadas en forma de espiral de manera permanente. Puesto que la velocidad de rotación del disco galáctico varía con la distancia al centro de la galaxia, un brazo radial rápidamente se vería curvado al rotar la galaxia.

El brazo, tras unas pocas rotaciones, incrementaría la curvatura enrollándose cada vez más en la galaxia. Esto no es lo que se observa.La primera teoría admisible fue ideada por C. C. Lin y Frank Shu en 1964.

Sugirieron que los brazos espirales eran manifestaciones de ondas de densidad espirales. Supusieron que las estrellas se desplazan en órbitas ligeramente elípticas y que la orientación de sus órbitas está correlacionada, esto es, las órbitas elípticas varían su orientación, unas de otras, ligeramente con el incremento de la distancia al centro galáctico, tal como se observa en el diagrama.

Estas órbitas están más cercanas en algunas áreas presentando el efecto de parecer brazos. Las estrellas no permanecen siempre en la posición en que las vemos, sino que pasan por los brazos al desplazarse en sus órbitas.

Se han propuesto hipótesis alternativas que implican ondas de formación estelar desplazándose por la galaxia; las estrellas brillantes producidas en la formación estelar mueren rápidamente, dejando regiones más oscuras tras la onda y, por tanto, haciendo esta visible.

Galaxias irregulares: Una galaxia irregular es una galaxia que no encaja en ninguna clasificación de galaxias de la secuencia de Hubble. Son galaxias sin forma espiral ni elíptica.

Hay dos tipos de galaxias irregulares.

Una galaxia Irr-I (Irr I) es una galaxia irregular que muestra alguna estructura pero no lo suficiente para encuadrarla claramente en la clasificación de las secuencia de Hubble. Una galaxia Irr-II (Irr II) es una galaxia irregular que no muestra ninguna estructura que pueda encuadrarla en la secuencia de Hubble.

Las galaxias enanas irregulares suelen etiquetarse como dI

Algunas galaxias irregulares son pequeñas galaxias espirales distorsionadas por la gravedad de un vecino mucho mayor.

Mientras que los cúmulos globulares, más densos, son más estables frente a su disgregación.

Los cúmulos abiertos disgregados evolucionan con la mayoría de sus miembros siguiendo movimientos parecidos constituyendo una asociación estelar o un grupo en movimiento.

Interés astronómico de los cúmulos

Globular G1 m31Los cúmulos estelares ayudan a comprender la evolución estelar al ser estrellas formadas en la misma época a partir del material de una nube molecular. También representan un importante paso en la determinación de la escala del Universo. Algunos de los cúmulos más cercanos pueden utilizarse para medir sus distancias absolutas por medio de la técnica del paralaje.

El diagrama de Hertzsprung-Russell de estos cúmulos puede entonces representarse con los valores de luminosidad absoluta. Los diagramas similares de cúmulos cuya distancia no es conocida pueden ser comparados con los de distancia calibrada estimando la distancia que los separa de nosotros.

Un cúmulo globular es un grupo esférico de estrellas (cúmulo de estrellas) que orbita en torno a una galaxia como si fuese un satélite. La órbita que ocupan es generalmente un volumen esférico o elíptico, también en el caso de las galaxias espirales (cuyas estrellas están confinadas en un disco).

Un cúmulo estelar abierto es un grupo numeroso de estrellas que puede contener varios miles de objetos formados casi simultaneamente a partir de una misma nube molecular y que permanecen todavía ligados gravitacionalmente. Los cúmulos abiertos se encuentran únicamente en galaxias con formación estelar activa, es decir, en galaxias espirales o irregulares. Típicamente tienen edades inferiores a unos pocos centenares de millones de años y se roompen y dispersan en su rotación alrededor del centro galáctico por interacciones gravitacionales con otros cúmulos o por encuentros cercanos entre sus propias estrellas.

Los cúmulos más jóvenes contienen todavía gran cantidad de material gaseoso nebular iluminado por las estrellas y constituyendo regiones H II. Con el tiempo, la presión de radiación del cúmulo dispersa el gas de la nube molecular dejando únicamente las estrellas. Aproximadamente un 10% de la masa de la nube molecular puede condensarse en forma de estrellas antes de dispersarse por la presión de radiación.

Los cúmulos estelares son objetos importantes en el estudio de la evolución estelar. Dado que todas las estrellas miembro son de edad y composición química similar pueden ser utilizadas para estudiar sus propiedades mucho mejor que en el caso de estrellas aisladas.

Todas las estrellas se han formado en brotes de formación estelar pero las de más edad, como nuestro Sol ya hace mucho tiempo que se alejaron de sus compañeras natales.