Tipos de Flecha del Tiempo

Flecha del tiempo termodinámica

 Este concepto viene previsto en la Segunda Ley de la Termodinámica, que sostiene que en el seno de un sistema aislado, la entropía sólo puede incrementarse con el tiempo, y nunca disminuir. La entropía puede ser concebida como la tendencia al desorden de todo sistema organizado, o como una medida de ese desorden, y de esta manera la Segunda Ley implica que el tiempo es asimétrico con respecto a la cantidad de orden en un sistema aislado: a medida que el tiempo pasa, todo sistema se vuelve más desordenado.

 La consecuencia inmediata es que esta asimetría puede servir empíricamente para distinguir entre pasado y futuro. La termodinámica no es aplicable estrictamente a todos los fenómenos, dado que ciertos sistemas pueden fluctuar a estados de menor entropía, de acuerdo con la conjetura de Poincaré. Sin embargo, sirve para describir la tendencia general existente en la naturaleza a una mayor entropía.


Flecha del tiempo cosmológica

 La flecha del tiempo cosmológica define la dirección de un universo en expansión, o inflacionario. Esto puede ser relacionado con la flecha de la termodinámica, la cual, debido a la antes descrita entropía, prevé un universo encaminado a una muerte térmica (en inglés, Big Chill o Big Freeze) en que la cantidad de energía aprovechable se vuelve insignificante. El físico británico Stephen Hawking se plantea, en este sentido, qué ocurriría si el universo dejase de expandirse y empezase a contraerse por haber superado el límite gravitacional crítico, con una flecha del tiempo invertida, en la cual la gravedad tendiese a colapsarlo todo en un Big Crunch (en castellano gran implosión o gran crujido, contraria al Big Bang).

 Concluye que la flecha termodinámica no se invertiría y no se iniciaría la disminución del desorden. "La gente no viviría sus vidas hacia atrás, hacia el nacimiento." Asimismo, sigue Hawking, con arreglo al principio antrópico, actualmente sólo podemos estar viviendo en la fase expansiva (y de evolución biológica) del universo, ya que seres inteligentes sólo pueden existir en dicha fase debido a que la fase contractiva sería inadecuada para ello, al no poseer una flecha termodinámica y psicológica clara del tiempo (a consecuencia del gran enfriamiento y del bajo nivel de entropía a que se habría llegado).


Flecha del tiempo de la radiación

 Toda onda física, desde las ondas de radio hasta las ondas sonoras, o las que surgen alrededor de una piedra arrojada al agua, se expanden hacia afuera desde su fuente, aunque las ecuaciones de onda contemplan la existencia tanto de ondas convergentes como de ondas radiantes. Esta flecha ha sido invertida en experimentos cuidadosamente diseñados que han originado ondas convergentes. La posibilidad de crear condiciones iniciales para producir ondas convergentes es mucho más baja que la probabilidad de las condiciones que producen ondas radiantes. Normalmente, pues, la onda radiante incrementa la entropía, mientras que la onda convergente la reduce, oponiéndose por tanto esta última, en circunstancias corrientes, a la Segunda Ley de la Termodinámica.

 Flecha del tiempo causal

 Las causas normalmente anteceden a los efectos. El futuro puede ser controlado, no así el pasado. Pero el problema de usar la causalidad como una flecha del tiempo, es que, como señaló el filósofo David Hume, la relación causal no puede ser percibida por sí misma, ya que el observador sólo es capaz de percibir “el encadenamiento”, la sucesión de los sucesos, de la causa y el efecto, pero no un vínculo, por así decir, material o de alguna manera registrable. Por otra parte, es sumamente difícil aportar una explicación clara del significado real de los términos causa y efecto. Está claro que dejar caer el vaso de cristal es la causa y su rotura el efecto, sin embargo, pudiera ser que la asimetría que el observador percibe en tal caso no es la propia de la flecha del tiempo causal realmente, sino de la termodinámica. Si la flecha termodinámica fuese invertida, entonces uno podría pensar que los trozos de vidrio eran la causa y el vaso recomponiéndose sobre la mesa el efecto. (Véase Retrocausalidad.)

 Flecha del tiempo débil

 Ciertas interacciones en el plano subatómico implican que la fuerza nuclear débil viola la conservación de la paridad, pero sólo muy raramente. De acuerdo con el teorema de la simetría CPT (simetría fundamental de las leyes físicas en el entorno de transformaciones que involucran las inversiones de la carga, paridad y tiempo simultáneamente), esto significa que el tiempo podría ser reversible, y por tanto establece una flecha del tiempo. Estos procesos podrían ser responsables de la creación de materia en el universo primitivo. Esta flecha no está relacionada con ninguna otra por ningún mecanismo conocido, lo que podría sugerir que nuestro universo podría estar hecho de antimateria en lugar de materia. Más probablemente, las definiciones de materia y antimateria pueden ser invertidas. Esta paridad rota muy raramente significa que la flecha sólo por muy poco apunta en una dirección, colocándose aparte de otras flechas cuyas direcciones son mucho más claras.

 Flecha del tiempo cuántica

 De acuerdo con la interpretación de Copenhague de la mecánica cuántica, la evolución cuántica se halla gobernada por la ecuación de Schrödinger, que es temporalmente simétrica, y por el colapso de la función de onda, que es irreversible en el tiempo. Dado que el mecanismo del colapso de función de onda es todavía oscuro, no se conoce cómo esta flecha se vincula con las otras. Mientras que en el nivel microscópico el colapso parece no mostrar tendencia a incrementar o disminuir la entropía, algunos científicos opinan que existe un prejuicio que pone al descubierto a escala macroscópica la flecha termodinámica. De acuerdo con la teoría de la decoherencia cuántica, y asumiendo que el colapso de la función de onda es sólo aparente, esta flecha del tiempo es una consecuencia de la flecha del tiempo termodinámica (véase Entropía).

 Flecha del tiempo psicológica

 El tiempo psicológico es, en parte, el catálogo de la acumulación creciente de datos en la memoria a partir de continuas fluctuaciones en la percepción. En otras palabras, lo que recordamos configura el pasado, mientras que el futuro consiste en esos sucesos que no pueden ser recordados. El viejo método de comparar sucesos únicos para comprender y generalizar sucesos repetidos, como el movimiento aparente del sol, la luna y las estrellas, trasladado a todos los cuerpos celestes, es un buen modelo de ello. La acumulación de recuerdos en la memoria crea una flecha del tiempo mental. Otra flecha se origina por la sensación de que nuestra percepción es un continuo movimiento e intercambio entre lo desconocido (el futuro) y lo conocido (el pasado). La anticipación de lo desconocido conforma el futuro psicológico que siempre parece ser algo que avanza hacia delante, pero, como el reflejo en el espejo, configura lo que se haya archivado ya en la memoria, como los deseos, los sueños y las esperanzas, que, en efecto, parecen hallarse siempre para la persona más allá en el tiempo. La asociación mental entre el pasado (detrás) y el futuro (delante) puede hallarse culturalmente condicionada, como demuestra una investigación efectuada en 2006 con los indios Aimara, los cuales, contrariamente a los demás pueblos, perciben el futuro por detrás y el pasado por venir. La flecha del tiempo psicológica es reductible a la termodinámica si vemos la memoria como la correlación entre las neuronas (o los bits informáticos) y el mundo exterior.

Flecha de tiempo

El concepto de flecha del tiempo se refiere popularmente a la dirección que el mismo registra y que discurre sin interrupción desde el pasado hasta el futuro, pasando por el presente, con la importante característica de su irreversibilidad, es decir, que futuro y pasado, sobre el eje del presente, muestran entre sí una neta asimetría (el pasado, que es inmutable, se distingue claramente del incierto futuro).

 La expresión en sí, flecha del tiempo, fue acuñada en el año 1927 por el astrónomo británico Arthur Eddington, quien la usó para distinguir una dirección en el tiempo en un universo relativista de cuatro dimensiones, el cual, de acuerdo con este autor, puede ser determinado por un estudio de los distintos sistemas de átomos, moléculas y cuerpos.

 Historia de la expresión

En 1928, Eddington publicó su libro The Nature of the Physical World, que contribuyó a popularizar la flecha del tiempo. En él, el autor escribió:

 Dibujemos una flecha del tiempo arbitrariamente. Si al seguir su curso encontramos más y más elementos aleatorios en el estado del universo, en tal caso la flecha está apuntando al futuro; si, por el contrario, el elemento aleatorio disminuye, la flecha apuntará al pasado. He aquí la única distinción admitida por la física. Esto se sigue necesariamente de nuestra argumentación principal: la introducción de aleatoriedad es la única cosa que no puede ser deshecha. Emplearé la expresión “flecha del tiempo” para describir esta propiedad unidireccional del tiempo que no tiene su par en el espacio.

 Eddington, por lo tanto, señala tres puntos distintivos de esta flecha:

 Es vívidamente reconocida por la conciencia. Es igualmente exigida por la razón, que nos informa de que una flecha reversible sería un absurdo (como veremos en el ejemplo del vaso). La flecha del tiempo no viene recogida en la ciencia física, salvo en el estudio de la organización de fenómenos determinados. Así pues, de acuerdo con Eddington, la flecha del tiempo indica la dirección del incremento progresivo del elemento aleatorio. Siguiendo un antiguo argumento de la termodinámica, Eddington concluye que en lo que respecta a la ciencia física, la flecha del tiempo es una propiedad exclusiva de la entropía.

Semana Astronomica

La Semana de Astronomía y Astrofísica trae la ciencia de las estrellas a la capital

La XIII Semana de Astronomía y Astrofísica se celebrará durante los días 1, 2 y 3 de junio en Clasijazz. Abrirá la semana, José Carlos del Toro Iniesta, del Instituto de Astrofísica de Andalucía CSIC, que hablará de la misión Solar Orbiter de la Agencia Espacial Europea, una gran aventura en la que, por primera vez el hombre conseguirá acercar un instrumento a nuestra estrella a distancias impensables hasta ahora. La nave se situará mucho más cerca de Mercurio. Llevará una batería de instrumentos para encontrar respuesta a algunas grandes preguntas sobre el origen y el comportamiento de los fenómenos solares que tienen repercusión en nuestra vida en la Tierra. El investigador principal de CARMENES, Pedro Amado, instrumento que opera en el observatorio de Calar Alto desde principios de años será el encargado de impartir la segunda conferencia el día dos de Junio. ¿Existen otras Tierras en nuestra Galaxia? es el título de la charla en la que explicará cómo está funcionando el instrumento. Ese mismo día recibirá. de manos del presidente de la Asociación de Amigos de Calar Alto, la insignia de la asociación que también se le ha concedido a Andreas Quirrenbach, el investigador principal por la parte alemana. La decisión fue unánime de la junta directiva por lo que el proyecto CARMENES, supone para Calar Alto. Ese día se contará con la presencia del director del Instituto de Astrofísica de Andalucía, José Vilches. El 3 de junio, John Beckman del Instituto de Astrofísica de Canarias tratará sobre Astronomía: la más antigua y la más moderna de las ciencias. Los antepasados tenían, en un cierto sentido, mejores oportunidades para observar el cielo que nosotros. Como cierre de la semana se hará entrega de los diplomas a los ganadores y finalistas del I Concurso de Astrofotogtrafía y Timelapse de Calar Alto. Durante los tres días de conferencias se pondrán ver los trabajos ganadores y la exposición que conmemora el treinta aniversario de la Asociación Astronómica y Cultural Orión.

 XIII Semana de Astronomía y Astrofísica
 Lugar: Classijazz, Maestro Serano
 Días: 1,2, y 3 de Junio de 2016
 Hora: 20 h el día 1 y ls días 2 y 3 será a las 19:45 h

Teoría del estado estacionario

Teoría del estado estacionario

La teoría del estado estacionario es una teoría cosmológica propuesta a mediados del siglo XX, para dar cuenta de ciertos problemas cosmológicos. De acuerdo con la teoría del estado estacionario, la disminución de la densidad que produce el universo al expandirse se compensa con una creación continua de materia. Debido a que se necesita poca materia para mantener constante la densidad del Universo mientras este se expande (un protón al año en cada Km³ del Universo), esta hipótesis no se ha podido demostrar directamente. La teoría del estado estacionario surge de la aplicación del llamado principio cosmológico perfecto, el cual sostiene que para cualquier observador el universo debe parecer el mismo en cualquier lugar del espacio. La versión perfecta de este principio incluye el tiempo como variable por la cual el universo no solamente presenta el mismo aspecto desde cualquier punto sino también en cualquier instante de tiempo, siendo sus propiedades generales constantes tanto en el espacio como en el tiempo. El origen del universo estacionario se remonta al infinito hacia el pasado con un ritmo de expansión exponencial. El ritmo de expansión tiende a cero cuando el tiempo tiende a menos infinito, y tiende a infinito cuando el tiempo tiende a infinito.

 Formulación matemática

El modelo del estado estacionario puede ser encabido en el contexto de la teoría de la relatividad general modelizado un espacio-tiempo de tipo De Sitter, en el que la materia se mueve a lo largo de geodésicas temporales. Aunque Bondi y Gold (1948) no lograron formular las ecuaciones de este modelo explícitamente Pirani (1955) y Hoyle y Narlikar (1964) concluyeron que la métrica de este espacio-tiempo es una solución exacta de las ecuaciones de campo de Einstein sin constante cosmológica en las que además de materia ordinara se introduce un campo escalar con densidad de energía negativa que daría cuenta de la creación continua de materia necesaria para mantener el estado estacionario.

 La métrica de este espacio tiempo se puede representar como:
 g = -c^2dt\otimes dt + e^{2t/\alpha} \left( dx\otimes dx + dy\otimes dy + dz\otimes dz \right)

 Donde \alpha > 0 da la velocidad de expansión y de hecho está relacionada con el inverso de la constante de Hubble.

La teoría inflacionaria

De acuerdo con la teoría de la Gran Explosión o del Big Bang, generalmente aceptada, el Universo surgió de una explosión inicial que ocasionó la expansión de la materia desde un estado de condensación extrema.

Sin embargo, en la formulación original de la teoría del Big Bang quedaban varios problemas sin resolver. El estado de la materia en la época de la explosión era tal que no se podían aplicar las leyes físicas normales.El grado de uniformidad observado en el Universo también era difícil de explicar porque, de acuerdo con esta teoría, el Universo se habría expandido con demasiada rapidez para desarrollar esta uniformidad.

 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.

 A esta extraordinaria velocidad de expansión inicial se le atribuye la uniformidad del universo visible, las partes que lo constituían estaban tan cerca unas de otras, que tenían una densidad y temperatura comunes.

 El físico y cosmólogo Alan H Guth, del Instituto Tecnológico de Massachussets (M.I.T.), sugirió en 1981 que el universo caliente, en un estadio intermedio, podría expandirse de forma exponencial.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 dió 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 13.800 millones de años.

George gamow

George Gamow fue un físico y astrónomo ruso, que trabajó en casi todos los campos de astrofísica. Comenzó a trabajar en la universidad de George Washington en 1934, donde publicó trabajos con Edward Teller, Mario Schoenberg, y Ralph Alpher. Gamow trabajó después en ciertos establecimientos antes de huir de la opresión creciente en Rusia y se trasladó a los Estados Unidos en 1934, nacionalizándose estadounidense en 1940. Después del descubrimiento de la estructura de la ADN, Gamow propuso que la secuencia de nucleótidos formaba un código. Estuvo de acuerdo con los investigadores sobre este concepto. Permaneció en Washington hasta 1954, trabajando en la universidad de Berkeley, California, en la universidad de Colorado en Boulder (1956-1968). En 1956 la Unesco le concedió el premio Kalinga, por su trabajo en ciencia con la serie de libros del Sr. Tompkins (1939-1967), Un dos tres..., El infinito, y otros trabajos.También predijo que el Big Bang había dado lugar a la radiación de fondo que fue identificada en 1965 por Arno Penzias y Robert Wilson.

 Gamow se interesó por la evolución de las estrellas y en concreto, por cómo se genera la energía en ellas. También trabajó en la nucleosíntesis estelar tratando de averiguar como se formaron los distintos elementos químicos así como prediciendo la proporción de estos en el Universo.

 Las ideas de Gamow sobre el Big Bang y la nucleosíntesis estelar han sido puestas a prueba por numerosos experimentos y se han encontrado evidencias que lo avalan:

 1.-Las mediciones han mostrado que el universo está expandiéndose Las galaxias están tomando distancia unas de otras a velocidades colosales. Esto concuerda con el surgimiento explosivo del universo. Al imaginar el comienzo de aquella expansión, los astrónomos han calculado que el universo había nacido hace 15.000 millones de años, aproximadamente.

 2.-La hipótesis de Gamow es apoyada por la detección de radiación cósmica. Durante miles de millones de años, el universo incandescente se ha ido enfriando a no más de -270 °C. A esta temperatura buena parte de la energía se concentra en la región de radiación de microondas. Debido a que el Big Bang pudo acaecer simultáneamente a la formación del diminuto volumen del universo, la radiación generada podría haber llenado todo el confín cósmico. Por ello, la radiación debería ser la misma en cualquier dirección que se observara (véase isotropía). En efecto, las señales de microondas registradas por los astrónomos, indican la dispersión de un gas difuso formado por hidrógeno y helio a través de todo el universo naciente mucho antes de que se formaran las galaxias. En el año 1995, astrónomos analizaron una luz ultravioleta de un quasar (que se cree que era una galaxia que hizo explosión en los márgenes del universo) y encontraron que una parte de la luz era absorbida por atómos de helio en su viaje a la Tierra. Ya que este quasar está a más de 10.000 millones de años luz, la luz que llega a la Tierra revela hechos de hace 10.000 millones de años. No se ha detectado mayor abundancia de hidrógeno, porque un átomo de H sólo tiene un electrón, el cual es quitado por la luz de un quásar en un proceso conocido como ionización, los átomos de hidrógeno ionizados no pueden absorber ninguna luz del quasar. Por otro lado, el átomo de helio tiene 2 electrones; la radiación puede arrancarle un electrón, pero no siempre ambos. Los átomos de helio ionizados aún pueden absorber la luz, por lo cual es posible su detección.

3.- El descubrimiento del helio primitivo. Los científicos estiman que el hidrógeno y helio fueron los primeros elementos formados en las etapas de comienzo de la evolución cósmica; se piensa que los demás elementos, se originaron mediante una serie de reacciones nucleares en que participaron hidrógeno y el helio en el centro.

Evidencias de la Teoria del Bing Bang

Evidencias

 En general, se consideran tres las evidencias empíricas que apoyan la teoría cosmológica del Big Bang. Éstas son: la expansión del universo que se expresa en la Ley de Hubble y que se puede apreciar en el corrimiento hacia el rojo de las galaxias, las medidas detalladas del fondo cósmico de microondas, y la abundancia de elementos ligeros. Además, la función de correlación de la estructura a gran escala del Universo encaja con la teoría del Big Bang.

Expansión expresada en la ley de Hubble 

De la observación de galaxias y quasares lejanos se desprende la idea de que estos objetos experimentan un corrimiento hacia el rojo, lo que quiere decir que la luz que emiten se ha desplazado proporcionalmente hacia longitudes de onda más largas. Esto se comprueba tomando el espectro de los objetos y comparando, después, el patrón espectroscópico de las líneas de emisión o absorción correspondientes a átomos de los elementos que interactúan con la radiación. En este análisis se puede apreciar cierto corrimiento hacia el rojo, lo que se explica por una velocidad recesional correspondiente al efecto Doppler en la radiación.
Al representar estas velocidades recesionales frente a las distancias respecto a los objetos, se observa que guardan una relación lineal, conocida como Ley de Hubble: v=H_0 \cdot D \, donde v es la velocidad recesional, D es la distancia al objeto y H0 es la constante de Hubble, que el satélite WMAP estimó en 71 ± 4 km/s/Mpc.

 Radiación cósmica de fondo

 La radiación en este momento habría tenido el espectro del cuerpo negro y habría viajado libremente durante el resto de vida del universo, sufriendo un corrimiento hacia el rojo como consecuencia de la expansión de Hubble. Esto hace variar el espectro del cuerpo negro de 3345 K a un espectro del cuerpo negro con una temperatura mucho menor. La radiación, vista desde cualquier punto del universo, parecerá provenir de todas las direcciones en el espacio.Una de las predicciones de la teoría del Big Bang es la existencia de la radiación cósmica de fondo, radiación de fondo de microondas o CMB (Cosmic microwave background).

 El universo temprano, debido a su alta temperatura, se habría llenado de luz emitida por sus otros componentes. Mientras el universo se enfriaba debido a la expansión, su temperatura habría caído por debajo de 3000 K. Por encima de esta temperatura, los electrones y protones están separados, haciendo el universo opaco a la luz. Por debajo de los 3000 K se forman los átomos, permitiendo el paso de la luz a través del gas del universo.



 Abundancia de elementos primordiales

 Se puede calcular, usando la teoría del Big Bang, la concentración de helio-4, helio-3, deuterio y litio-7.1 en el universo como proporciones con respecto a la cantidad de hidrógeno normal, H. Todas las abundancias dependen de un solo parámetro: la razón entre fotones y bariones, que por su parte puede calcularse independientemente a partir de la estructura detallada de la radiación cósmica de fondo. Las proporciones predichas (en masa, no volumen) son de cerca de 0,25 para la razón 4He/H, alrededor de 10-3 para 2He/H, y alrededor de 10-4 para 3He/H.

 Estas abundancias medidas concuerdan, al menos aproximadamente, con las predichas a partir de un valor determinado de la razón de bariones a fotones, y se considera una prueba sólida en favor del Big Bang, ya que esta teoría es la única explicación conocida para la abundancia relativa de elementos ligeros. De hecho no hay, fuera de la teoría del Big Bang, ninguna otra razón obvia por la que el universo debiera, por ejemplo, tener más o menos helio en proporción al hidrógeno.

 Evolución y distribución galáctica 

Las observaciones detalladas de la morfología y estructura de las galaxias y cuásares proporcionan una fuerte evidencia del Big Bang. La combinación de las observaciones con la teoría sugiere que los primeros cuásares y galaxias se formaron hace alrededor de mil millones de años después del Big Bang, y desde ese momento se han estado formando estructuras más grandes, como los cúmulos de galaxias y los supercúmulos. Las poblaciones de estrellas han ido envejeciendo y evolucionando, de modo que las galaxias lejanas (que se observan tal y como eran en el principio del universo) son muy diferentes a las galaxias cercanas (que se observan en un estado más reciente).

 Por otro lado, las galaxias formadas hace relativamente poco son muy diferentes a las galaxias que se formaron a distancias similares pero poco después del Big Bang. Estas observaciones son argumentos sólidos en contra de la teoría del estado estacionario. Las observaciones de la formación estelar, la distribución de cuásares y galaxias, y las estructuras más grandes concuerdan con las simulaciones obtenidas sobre la formación de la estructura en el universo a partir del Big Bang, y están ayudando a completar detalles de la teoría.

La teoria del Big Bang

La teoría del Big Bang (Gran explosiónnota 1 ) es el modelo cosmológico predominante para los períodos conocidos más antiguos del Universo y su posterior evolución a gran escala.2 3 4 Afirma que el universo estaba en un estado de muy alta densidad y luego se expandió.5 6 Si las leyes conocidas de la física se extrapolan más allá del punto donde son válidas, encontramos una singularidad. Mediciones modernas datan este momento aproximadamente a 13,8 mil millones de años atrás, que sería por tanto la edad del universo.7 Después de la expansión inicial, el universo se enfrió lo suficiente para permitir la formación de las partículas subatómicas y más tarde simples átomos. Nubes gigantes de estos elementos primordiales más tarde se unieron a través de la gravedad para formar estrellas y galaxias.

 A mediados del siglo XX, tres astrofísicos británicos, Stephen Hawking, George F. R. Ellis y Roger Penrose prestaron atención a la teoría de la relatividad y sus implicaciones respecto a nuestras nociones del tiempo. En 1968 y 1979 publicaron artículos en que extendieron la teoría de la relatividad general de Einstein para incluir las mediciones del tiempo y el espacio.8 9 De acuerdo con sus cálculos, el tiempo y el espacio tuvieron un inicio finito que corresponde al origen de la materia y la energía.

 Desde que Georges Lemaître observó por primera vez, en 1927, que un universo en permanente expansión debería remontarse en el tiempo hasta un único punto de origen, los científicos se han basado en su idea de la expansión cósmica. Si bien la comunidad científica una vez estuvo dividida entre los partidarios de dos teorías diferentes sobre el universo en expansión, el Big Bang y la teoría del estado estacionario, la acumulación de evidencia observacional proporciona un fuerte apoyo para la primera.

 En 1929, a partir de análisis de corrimiento al rojo de las galaxias, Edwin Hubble concluyó que las galaxias se estaban distanciando, una prueba observacional importante consistente con la hipótesis de un universo en expansión. En 1964 se descubrió la radiación de fondo cósmico de microondas, lo que es una prueba crucial en favor del modelo del Big Bang, ya que esta teoría predijo la existencia de la radiación de fondo en todo el universo antes de ser descubierta. Más recientemente, las mediciones del corrimiento al rojo de las supernovas indican que la expansión del universo se está acelerando, observación atribuida a la energía oscura.11 Las leyes físicas conocidas de la naturaleza pueden utilizarse para calcular las características en detalle del universo del pasado a un estado inicial de extrema densidad y temperatura.

Los astrónomos descubren cuándo el Sol terminará con la vida en la Tierra

El Sol terminará con la vida terrestre dentro de 2.800 millones de años, cuando nuestro planeta será demasiado caliente incluso para los microbios más resistentes, según un nuevo estudio astronómico.

 Dentro de 5.000 millones de años el Sol agotará su combustible nuclear y se convertirá en un 'gigante rojo': su capa se "inflará" tanto que engullirá incluso a nuestro planeta, según el estudio de un equipo de investigadores dirigido por el astrobiólogo Jack O’Malley-James de la Universidad St. Andrews de Escocia, citado por la revista 'National Geographic'.

Pero mucho antes, dentro de 1.000-2.000 millones de años a partir de ahora, la superficie de la Tierra comenzará a calentarse y los océanos a hervir. Entonces la vida estará representada principalmente por microbios, pero que desaparecerán después de otros 1.000 millones de años, cuando el planeta se caliente a más de 140 ºC, umbral en que el ADN se rompe, explicó O’Malley-James en la investigación que ha sido aceptada para su publicación en la revista 'International Journal of Astrobiology'.

 Según el pronóstico a largo plazo de los investigadores, que utilizaron modelos de reacciones químicas que se producen en la atmósfera y biosfera, muestra que las temperaturas de la Tierra comienzan a elevarse lentamente, formando más vapor de agua, lo que resulta en un constante flujo de dióxido de carbono a la atmósfera. Las plantas serán las primeras que empiecen a desaparecer cuando no puedan resistir los altos niveles de emisión de CO2.

A medida que más especies de plantas se extingan, también lo harán los animales que dependen de ellas como fuente de alimento y oxígeno. Los investigadores esperan que este estudio impulse una búsqueda más razonable de vida fuera de la Tierra, incluso en los lugares menos pensados.

 "Es difícil, si no imposible, predecir la evolución de la vida, puede tener trucos bajo la manga para hacer frente a estos futuros cambios ambientales extremos", dijo O’Malley-James.

Cosmologia

La cosmología es aquella rama de la Astronomía que se ocupa del estudio de las leyes generales del origen del mundo y la evolución del universo, es decir, la cosmología es el estudio a gran escala tanto de la estructura como de la historia del universo así como del lugar que ocupa la humanidad en él.

 Si bien la denominación de Cosmología tiene un origen relativamente moderno, año 1730, cuando fue empleada por primera vez en la obra Cosmología Generalis de Christian Wolff, en realidad, el estudio del universo llevaba ya unos cuantos años más y además el compromiso de otras ciencias y disciplinas como ser la física, la astronomía, el esoterismo, la religión y la filosofía.Entonces, la cosmología moderna, podemos aseverar que ha surgido a partir del siglo XVIII y la hipótesis que sostiene que las estrellas de la vía láctea pertenecen a un sistema estelar de forma discoidal, del cual el mismísimo sol forma parte y que otros cuerpos también visibles a partir del telescopio resultan ser sistemas estelares similares al de la vía láctea, fue su gran aliada y acompañante en ese resurgimiento.

 En tanto, la cosmología se divide en dos tipos, la cosmología física, que se ocupa de estudiar la estructura a gran escala y la dinámica del universo, muy especialmente se ocupa de responder preguntas tales como el origen, la evolución y el destino del universo. Y por otro lado la cosmología alternativa, la cual representa todas aquellas teorías, modelos o ideas que contradicen el modelo estándar propuesto por la cosmología física.

 La cosmología física tiene como puntapié de desarrollo a la Teoria general de la relatividad formulada por Albert Einstein y por otra parte al mejoramiento en las observaciones astronómicas de objetos que se encuentran situados extremadamente lejos. Tal situación disparó que los investigadores pasen de la especulación a la búsqueda científica de los orígenes del universo, un ejemplo claro de ello es la teoría del Big bang, erigida de alguna manera como la respuesta estándar abonada por la mayor parte de los cosmólogos por la amplitud de fenómenos que supone.

 Básicamente, este tipo de cosmología trata de comprender las grandes estructuras del universo en el tiempo presente: galaxias, supercúmulos, agrupaciones galácticas, empleando los objetos más distantes y energéticos del universo, tal es el caso de las supernovas, para así entender la evolución del mismo y conocer los fenómenos ocurridos en el inicio de él también.

Quasar

La noción de quasar se emplea en la astronomía para nombrar a un cierto tipo de cuerpo celeste, caracterizado por tratarse de la clase de astro que se encuentra más lejos en el universo.

De tamaño reducido, los quasares se destacan por la emisión de radiación en la totalidad de las frecuencias y por su importante luminosidad. Esto permite que, pese a la enorme distancia que separan a los quasares de nuestro planeta, puedan observarse. Los conocimientos científicos que se tienen acerca de los quasares cambian a medida que se realizan nuevos descubrimientos. Actualmente se cree que los quasares pueden liberar un nivel de energía similar a la suma de energía liberada por más de un centenar de galaxias de tamaño medio. La luminosidad de un quasar, por su parte, equivale a un billón de soles.

 Además de todo lo expuesto, merece la pena conocer otros aspectos de interés sobre estos elementos, entre los que destacaríamos los siguientes: -Por el momento, se considera que los quasares son los objetos más luminosos que existen en todo nuestro universo. En concreto, el más luminoso de todos es el que pertenece a la constelación de Virgo. -Entre las muchas investigaciones y estudios acometidos al respecto de aquellos hay una que viene a establecer que cuentan con elementos más pesados que, por ejemplo, el helio.

 -Una de las muchas teorías existentes sobre estos singulares componentes del universo establece que se “alimentan” de lo que son agujeros negros supermasivos.

 -Se considera que fue en la década de los años 50 cuando, por primera vez, se descubrieron unos quasares. En concreto, fue en la recta final de esa citada década cuando Allan R.Schmidt se encontró con los primeros.

 -El término quasar como ahora lo empleamos hay que exponer que se trata de un concepto creado por el astrofísico norteamericano Hong-Yee Chiu. Este, de origen chino, fue quien en el año 1964 acuñó ese vocablo.

 -En la década de los años 80, los quasares ocuparon los trabajos de multitud de científicos que, en ese momento, llegaron a hablar de ellos como si de galaxias activas se tratase.

 -Entre las grabaciones e instantáneas más exhaustivas, interesantes y significativas de quasares que se han llevado a cabo hasta ahora destacan las que se acometieron haciendo uso de tres telescopios: el Submillimeter Telescopte (Arizona), el Atacama Pathfinder Experiment (Chile) y el Submillimeter Array (Hawai).

 Los científicos han descubierto, hasta el momento, unos doscientos mil quasares. El que se halla más cerca de nuestro planeta se sitúa nada menos que a 780 millones de años luz. Gracias a la radiación en diferentes frecuencias, los quasares son observados en distintos lugares del espectro electromagnético: los rayos X, los rayos gamma, los rayos ultravioletas, etc. Cabe destacar que podemos encontrar el término quasar escrito de distintas maneras. Mencionado como quasar, remite al término inglés original. También puede indicarse como quásar o incluso como cuásar, de acuerdo a cambios que la Real Academia Española (RAE) aceptó en los últimos años para que las palabras comenzadas con Q empiecen a escribirse con C.

El catalogo de Messier

El Catálogo Messier es una lista de 110 objetos astronómicos confeccionada por el astrónomo francés Charles Messier y publicada originalmente (103 entradas) entre 1774 y 1781. Su título formal es «Catálogo de Nebulosas y Cúmulos de Estrellas r, que se observan entre las estrellas fijas sobre el horizonte de París» (en francés, «Catalogue des Nébuleuses et des amas d'Étoiles, que l'on découvre parmi les Étoiles fixes sur l'horizon de Paris»).
 Messier se dedicaba a la búsqueda de cometas, y la presencia de objetos difusos fijos en el cielo le resultaba un problema, pues podían confundirse con aquellos en los telescopios de su tiempo. Por este motivo decidió él mismo armar una lista que le simplificara el trabajo, y contaría con la ayuda de Pierre Méchain en su parte final.

 Su catálogo resultó una reunión de objetos astronómicos de naturaleza muy diferente, como nebulosas, cúmulos de estrellas abiertos y globulares, y galaxias. Por ejemplo, M1 (La Nebulosa del Cangrejo) es un remanente de supernova, M45 (Las Pléyades) es un cúmulo abierto, y M31 es la gran galaxia de Andrómeda. Dado que Messier vivía en Francia, la lista contiene objetos visibles sobre todo desde el hemisferio norte. La primera edición del catálogo (1774) incluía sólo 45 objetos (M1 a M45); un primer suplemento (1780) adicionaba las entradas M46 a M70, y la lista final de Messier (1781) incluía hasta M103. Más de un siglo después, otros astrónomos, usando notas en los textos de Messier, extendieron la lista hasta 110, que es el número final (M1 a M110). Muchos de estos objetos siguen siendo conocidos por su número en el catálogo Messier, otros son más conocidos por su número en el catálogo NGC

Que es una galaxia

En el Universo hay centenares de miles de millones de galaxias. Cada una puede estar formada por centenares de miles de millones de estrellas y otros astros. 

Tamaños y formas de las galaxias Hay galaxias enormes como Andrómeda, o pequeñas como su vecina M32. Las hay en forma de globo, de lente, planas, elípticas, espirales (como la nuestra) o formas irregulares. Las galaxias se agrupan formando "cúmulos de galaxias". La galaxia grande más cercana es Andrómeda.Se puede observar a simple vista y parece una mancha luminosa de aspecto brumoso. Los astrónomos árabes ya la habían observado. Actualmente se la conoce con la denominación M31. Está a unos 2.200.000 años luz de nosotros. Es el doble de grande que la Vía Láctea. Las galaxias tienen un origen y una evolución Las primeras galaxias se empezaron a formar unos 1.000 millones de años después del Big-Bang. Las estrellas que las forman también tienen un nacimiento, una evolución y una muerte.El Sol, por ejemplo, es una estrella que se formó por acumulación de materiales que provenían de estrellas anteriores, muertas. Muchos nucleos de galaxias emiten una fuerte radiación, cosa que indica la probable presencia de un agujero negro. Los movimientos de las galaxias provocan, a veces, choques violentos. Pero, en general, las galaxias se alejan las unas de las otras, como puntos dibujados sobre la superficie de un globo que se infla.

En el centro de las galaxias es donde se concentran más estrellas. Todos los cuerpos que forman parte de una galaxia se mueven a causa de la atracción entre ellos debida al efecto de la gravedad, lo que Newton definió como gravitación universal. En general hay, además, un movimiento mucho más amplio que hace que todo junto gire alrededor del centro. 

Vida y muerte de una estrella

EL NACIMIENTO DEL SOL
LAS ESTRELLAS nacen, evolucionan y mueren. Su aparición, su vida y su muerte no son de ninguna manera caóticas, sino que obedecen a reglas precisas que la astrofísica moderna empieza a desentrañar. ¿Cómo ha sido esto posible? Nadie ha vivido lo suficiente como para ver nacer y morir a una estrella; la vida misma de toda la humanidad representa apenas un brevísimo suspiro en el tiempo de vida de una estrella. ¿Cómo es entonces que podemos hablar del nacimiento, la evolución y la muerte de las estrellas? El secreto está en que el cielo está lleno de ellas y en que no todas las que vemos se encuentran en el mismo estado de evolución. Se han visto nacer y morir estrellas y se han presenciado cambios de estado en algunas otras; esto ha permitido elaborar modelos de evolución estelar bastante satisfactorios que concuerdan con las observaciones cada día más abundantes. En la actualidad se pueden obtener en las rápidas y potentes computadoras las soluciones a las ecuaciones teóricas que gobiernan el estado de una estrella y obtener así un modelo del camino evolutivo de las estrellas en función de su masa y su composición química.

 En términos generales, el proceso se inicia al azar. El gas y el polvo que se encuentra en el espacio va concentrándose por colisiones de las partículas y por atracción gravitacional a lo largo de millones de años hasta formar en algún lugar una enorme nube fría. Conforme el proceso de concentración continúa, empiezan a aparecer núcleos de concentración aquí y allá que son los embriones de los que más tarde surgirán estrellas. Estos embriones o protoestrellas son enormes, mucho mayores que todo nuestro sistema solar, y relativamente fríos, radiando sólo en el rango invisible del infrarrojo. Conforme continúa la concentración gravitacional, la protoestrella se vuelve cada vez más densa, se contrae cada vez con mayor velocidad y su temperatua es cada vez más alta. Una protoestrella que tenga aproximadamente la misma cantidad de materia que nuestro Sol se encoge desde su diámetro original de billones de kilómetros hasta el diámetro del Sol en aproximadamente 10 millones de años; para entonces, su parte central o núcleo ha alcanzado una temperatura del orden de 10 millones de grados y se inician las reacciones de fusión que convierten hidrógeno en helio: la estrella comienza a arder. Al principio, la estrella joven girará muy rápido y tendrá mucha actividad magnética, pero no seguirá ciclos regulares; un viento estelar intenso irá frenando su fogocidad y unos 20 millones de años después la estrella se estabiliza, se vuelve más brillante, gira en forma más lenta, su viento se vuelve más suave y menos masivo y su actividad magnética empieza a obedecer ciclos regulares; permanecerá en ese estado estable los próximos 10 000 millones de años, la etapa más larga de su existencia. Nuestro Sol tiene ya 5 000 millones de años en esta etapa que podríamos llamar madura y le esperan en ella otros 5 000 más. Desde la formación de la corteza terrestre el Sol ha sido una estrella muy semejante a la que es ahora y miles de millones de generaciones venideras seguirán viendo el mismo Sol. Después de esto, el Sol iniciará una serie de procesos que lo conducirán finalmente hasta su muerte; el fin inevitable de todas las estrellas. Pero no todas ellas duran lo mismo que el Sol. Mientras más masa tiene una estrella más corta es su vida. Una estrella con una masa 10 veces mayor que la del Sol es 1 000 veces más brillante, pero sólo puede vivir 100 millones de años, mientras que las estrellas pequeñitas pueden llegar a arder incluso decenas de billones de años.

 Nuestra galaxia —la Vía Láctea— con unos 15 000 millones de años, sigue siendo aún un terreno fértil para la formación de estrellas. Se han formado en ella estrellas grandes y pequeñas; han nacido y muerto en ella miles de millones de ellas y el material que la compone sigue reciclándose en un ir y venir de nuevos astros. Se cree que nuestro sistema solar surgió de los restos de una enorme estrella que explotó en el pasado remoto; todo en él, incluyendo los átomos que forman nuestros cuerpos, formó parte alguna vez de una estrella gigante y espléndida que completó su ciclo de vida y devolvió al espacio su materia cumpliendo un proceso de reciclaje cósmico que mantendrá por siempre la formación de nuevas estrellas. Y es este proceso de reciclaje el que ha permitido la aparición de planetas como el nuestro donde se dieron todos los elementos necesarios para la evolución de la vida, aparición que pudo haber ocurrido en millones de otros sistemas planetarios. No existe ninguna razón para suponer que somos los únicos, ni los primeros, ni los últimos. La vida inteligente no es más que la herencia de las estrellas, un cierto paso más en el proceso evolutivo de un Universo vivo que en majestuosa armonía hace nacer estrellas y hombres y un sin fin de cosas aún insospechadas.

LA MUERTE DE UNA ESTRELLA La energía de las estrellas no es inagotable; tarde o temprano, en forma tranquila o explosiva, cada estrella llega a su fin. Las características de las etapas finales de su evolución dependen de su masa: las estrellas pequeñas mueren de forma más modesta que las grandes, se extinguen simplemente, mientras que las gigantes tienen esplendorosos finales explosivos. Nuestra estrella es de las modestas. Por efecto del viento solar, el Sol seguirá rotando cada vez de manera más lenta, pero su frenamiento será ligero, ya que el viento solar actual y futuro es un viento tenue. Posiblemente la actividad magnética también continuará disminuyendo y las ráfagas serán menos violentas. Pero los cambios más importantes se irán originando en el interior del Sol, en el horno nuclear de fusión que cada vez tendrá menos hidrógeno y más hielo. Como consecuencia de esto, el Sol se hará más caliente y más brillante. En unos 1 500 millones de años a partir de ahora su luminosidad será un 15% mayor que la actual y el helio de los casquetes polares en la Tierra se derretirá totalmente.

 La temperatura del Sol no aumentará de forma indefinida; dentro de unos 4 o 5 000 millones de años, el Sol prácticamente habrá quemado todo el hidrógeno de su núcleo y lo habrá convertido en helio; para entonces su luminosidad será casi el doble de la actual y su tamaño habrá aumentado en un 40%. Las reacciones de fusión en su núcleo empezarán a extinguirse y ya no habrá presión suficiente para mantener su tamaño; empezará a contraerse y con ello a calentarse más, y nuevas reacciones de fusión de hidrógeno se iniciarán ahora en las capas circundantes al núcleo ya agotado. Éstas producirán una nueva expansión del Sol y en los 1 500 millones de años siguientes alcanzará un diámetro de más de tres veces su tamaño actual y su luminosidad será también tres veces mayor. La temperatura en la Tierra será para entonces superior al punto de ebullición del agua y todos los océanos hervirán, evaporándose y concentrándose en densas nubes.

 El Sol será entonces lo que se conoce como una subgigante roja, pues su temperatura superficial disminuirá y su apariencia se tornará rojiza.

 En los siguientes 250 millones de años el Sol seguirá creciendo y su luminosidad irá en aumento mientras que su superficie se tornará más fría; al final de esta etapa será una gigante roja de color intenso, con un diámetro 100 veces mayor que su tamaño actual y una luminosidad 500 veces más intensa. Mercurio será tragado por el Sol en esta etapa y la superficie de la Tierra será lava fundida.

 El Sol no durará mucho en este estado. En sólo 250 millones de años su fase de gigante roja terminará bruscamente, se agotará prácticamente todo el hidrógeno y el centro del Sol se contraerá de nuevo; esta contracción irá aumentando la temperatura central que finalmente alcanzará un valor de 100 millones de grados. A esta temperatura, el helio, que hasta entonces había sido sólo un material residual, producto de la quema del hidrógeno, se convierte en un nuevo combustible con el que se iniciarán nuevas reacciones de fusión, ahora de núcleos de helio para formar núcleos de carbono con renovada liberación de energía; esto calentará aún más el núcleo y las reacciones de fusión se acelerarán, aumentando a su vez la temperatura central del Sol hasta un valor de 300 millones de grados.

 El encendido del helio en el núcleo del Sol será un suceso explosivo que se llevará a cabo en unos cuantos minutos, por lo que se le conoce como "el estallido del helio". Esta explosión arrojará al espacio una cantidad considerable de la masa del Sol, tal vez un tercio de ella, después de lo cual la masa restante se contraerá y el Sol se reducirá a sólo 10 veces su tamaño actual y su color se volverá anaranjado debido a una mayor temperatura superficial. Después del estallido del helio, el Sol será ya inestable y sufrirá una serie de oscilaciones en periodos relativamente cortos. Pero su luminosidad seguirá aumentando y volverá a crecer quizá hasta un tamaño de 25 veces el actual. Sin embargo, ahora sus capas externas serán tan diluidas y su núcleo tan pequeño que su radiación misma acabará por barrer toda su envoltura gaseosa dejando desnudo su centro mismo y formando lo que se conoce como una nebulosa planetaria.

 Finalmente toda la envoltura del Sol se difundirá y lo que quedará será sólo una pequeña estrella de la mitad de la masa del Sol actual, donde el material se hallará en un estado de altísima compresión, ocupando una esfera de diámetro similar al de la Tierra, un centésimo del diámetro del Sol en nuestros días. Su temperatura superficial será muy alta, del orden de 10 000 grados, por lo que se verá brillar con luz blanca; el Sol se habrá convertido entonces en una enana blanca. Esto ocurrirá cuando el Sol tenga alrededor de 15 000 millones de años de edad, dentro de unos 10 000 millones de años. Su luminosidad será entonces de un milésimo de la actual, la Tierra se enfriará nuevamente y tal vez, si logró retener sus nubes, las cuencas de sus océanos se llenarán de nuevo.

 El núcleo, ya casi en su totalidad de carbón, del Sol que ha quemado ya su helio, nunca alcanzará temperaturas suficientemente altas para quemar el carbón. De ahí en adelante el Sol seguirá encogiéndose y enfriándose, aunque tal vez tenga todavía algunos estallidos que lo abrillanten en forma momentánea. Pero ahora ya se dirige hacia su fin; al enfriarse se volverá gradualmente amarillo y después rojo y finalmente, después de algunos miles de millones de años, se extinguirá para siempre dejando eternamente helado y en tinieblas a su sistema de planetas.
 ¿Qué futuro le espera a la especie humana? ¿Será en definitiva aniquilada cuando el Sol inicie la evolución hacia su fin, dentro de unos 5 000 millones de años? La civilización humana tiene sólo unos miles de años sobre el planeta Tierra; es aún muy joven comparada con todo lo que aún le falta por vivir al amparo del Sol y ha demostrado ya una gran capacidad de desarrollo. ¿Quién puede predecir lo que serán las civilizaciones terrestres dentro de 5 000 millones de años? Pero si hemos de guiarnos por la historia, podemos esperar que el hombre encontrará la manera de preservar su especie, de salvar su herencia cultural y transportarla al futuro. Los viajes espaciales son ya una realidad y aunque aún estamos lejos de poder colonizar otros mundos, aunque aún no conocemos otros mundos hospitalarios a los que poder emigrar, esto no se ve ya muy remoto. 5 000 millones de años son tiempo de sobra para resolver los problemas que en la actualidad ya están planteados. El instinto de supervivencia, la utilización racional de su inteligencia y la conciencia del valor de la conciencia han hecho del hombre la especie más empeñada y más capaz de sobrevivir en un universo cambiante y podemos abrigar grandes esperanzas de que lo logrará.