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Origen y evolución del Universo
Introducción indispensable ________________________________________________________________
El conocimiento sobre nuestro Universo tiene muchos niveles. Por ello, aclaramos desde el inicio, que és
tos, son materiales educativos y no tienen pretensiones científicas o profesionales: se trata básicamente,
de astronomía educativa. Dejamos aquí, la referencia correspondiente al sitio a partir del cual se pueden re
alizar interconexiones con otros temas y contenidos: http://www.astromia.com/universo/universo.htm
Dicho esto, nos adentramos en el tema que nos convoca: el Universo.
¿Qué es el Universo? _____________________________________________________________________
"Universo", del latín universus, se suele definir como el conjunto de todas las cosas creadas (si se cree en la
creación), o de todas las cosas que existen.
Solemos utilizar palabras como "universal" o "universalidad" para referirnos a un hecho o idea que lo abar
ca todo aunque, a menudo, hacemos referencia a algo que no va más allá de nuestro planeta, como cuan
do nombramos un artista "universal" o nos referimos a la "universalidad" de leyes, fenómenos o hechos
culturales. En estos casos, aunque obviamente nos referimos al ámbito de nuestro planeta, seguimos expre
sando una idea de totalidad.
Cuando hablamos del Universo astronómico, nos parecería más adecuado referirnos a él con la palabra
griega "Cosmos". Sin embargo, y aunque en muchos diccionarios podemos encontrar exactamente las mis
mas definiciones para ambos términos, hay una diferencia de matiz: "Cosmos" parece limitado a la materia
y al espacio, mientras que el concepto de "Universo" incluye también la energía y el tiempo.
Podríamos decir entonces, que el Universo es todo, sin excepciones. Materia, energía, espacio y tiempo,
todo lo que existe, forma parte del Universo.
También podemos afirmar que si bien es muy grande, no es infinito. Si lo fuera, habría infinita materia en
infinitas estrellas, y no es así. Al contrario: en cuanto a la materia el universo es, sobre todo, espacio vacío.
El Universo contiene galaxias, cúmulos de galaxias y estructuras de mayor tamaño llamadas
supercúmulos, además de materia intergalác
tica. Todavía no sabemos con exactitud la mag
nitud del Universo, a pesar de la avanzada tec
nología disponible en la actualidad.
La materia no se distribuye de manera unifor
me, sino que se concentra en lugares concre
tos: galaxias, estrellas, planetas... Sin embargo,
el 90% del Universo es una masa oscura, que no podemos observar. Por cada millón de átomos de hidró
geno los 10 elementos más abundantes son:
Símbolo Elemento químico
Átomos
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H
Hidrógeno
He
Helio
1.000.000
O
Oxígeno
690
C
Carbono
420
N
Nitrógeno
87
Si
Silicio
45
Mg
Magnesio
40
Ne
Neón
37
Fe
Hierro
32
S
Azufre
16
63.000
Elementos químicos del Universo
¿Cómo y cuándo empezó a existir el Universo que conocemos? ¿Siempre ha sido como ahora? _________
Los astrónomos están convencidos en su gran mayoría de que el Universo surgió a partir de una gran explo
sión (Big Bang), ocurrida entre 13.600 y 13.850 millones de años antes del momento actual.
Los primeros indicios de este hecho fueron descubiertos por el astrónomo estadounidense Edwin Hubble,
en la década de 1920, cuando expuso que el Universo se está expandiendo y que los cúmulos de galaxias se
alejan entre sí.
La teoría de la relatividad general propuesta por el famoso físico y astrónomo Albert Einstein también pre
dice dicha expansión.
Si hacemos una "foto del Universo" en un momento dado, no vemos su estado actual, sino su historia. La
luz viaja a 300.000 km. por segundo. Incluso cuando miramos la Luna (el objeto celeste más cercano), la ve
mos como era hace algo más de un segundo.
En las siguientes páginas veremos cómo se ha formado el Universo y cómo evoluciona. También daremos
un repaso a los materiales que lo forman, las fuerzas que lo dirigen y los movimientos que originan.
La teoría del Big Bang y el origen del Universo ________________________________________________
El Big Bang, literalmente gran estallido, constituye el momento en que de la "nada" emerge toda la mate
ria, es decir, el origen del Universo.
La materia, en el Big Bang, era un punto de densidad infinita que, en un momento dado, "explota" generan
do su expansión en todas las direcciones y creando lo que conocemos como nuestro Universo.
Inmediatamente después del momento
de la "explosión", cada partícula de mate
ria comenzó a alejarse muy rápidamente
una de otra, de la misma manera que al
inflar un globo éste va ocupando más es
pacio expandiendo su superficie.
Los físicos teóricos han logrado recons
truir esta cronología de los hechos, a par
tir de una centésima de segundo después del Big Bang. La materia lanzada en
todas las direcciones por la explosión pri
mordial está constituida exclusivamente
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por partículas elementales: Electrones, Positrones, Mesones, Ba riones, Neutrinos, Fotones y un largo
etcétera, hasta más de 89 partículas conocidas hoy en día.
En 1948, el físico ruso nacionalizado estadounidense George Gamow modificó la teoría de Lemaître del nú
cleo primordial. Gamow planteó que el Universo se creó en una explosión gigantesca y que los diversos ele
mentos que hoy se observan, se produjeron durante los primeros minutos después de la Gran Explosión o
Big Bang, cuando la temperatura extremadamente alta y la densidad del Universo, fusionaron partículas
subatómicas en los elementos químicos.
Cálculos más recientes indican que el hidrógeno y
el helio habrían sido los productos primarios del Big
Bang, y los elementos más pesados se produjeron
más tarde, dentro de las estrellas. Sin embargo, la
teoría de Gamow proporciona una base para la
comprensión de los primeros estadíos del Universo
y su posterior evolución. A causa de su elevadísima
densidad, la materia existente en los primeros mo
mentos del Universo se expandió con rapidez. Al expandirse, el helio y el hidrógeno se enfriaron y se con
densaron en estrellas y en galaxias. Esto explica la expansión del Universo y la base física de la ley de Hu
bble.
Según se expandía el Universo, la radiación residual del Big Bang continuó enfriándose, hasta llegar a una
temperatura de unos 3 grados Kelvin (-270 °C). Estos vestigios de radiación de fondo de microondas, fue
ron detectados por los radioastrónomos en 1965, proporcionando así, lo que la mayoría de los astróno
mos consideran la confirmación de la teoría del Big Bang.
Uno de los grandes problemas científicos sin resolver, en el modelo del Universo en expansión, es si el Uni
verso es abierto o cerrado (esto es, si se expandirá indefinidamente o se volverá a contraer).
Un intento por resolver este problema, es determinar si la densidad media de la materia en el Universo es
mayor que el valor crítico en el modelo de Friedmann. La masa de una galaxia se puede medir observando
el movimiento de sus estrellas; multiplicando la masa de cada galaxia por el número de galaxias se ve que
la densidad es sólo del 5 al 10% del valor crítico. La masa de un cúmulo de galaxias se puede determinar de
forma análoga, midiendo el movimiento de las galaxias que contiene. Al multiplicar esta masa por el
número de cúmulos de galaxias se obtiene una densidad mucho mayor, que se aproxima al límite crítico
que indicaría que el Universo está cerrado.
El método usado hasta ahora para intentar resolver este dilema, ha sugerido la presencia de materia invi
sible, la llamada materia oscura. Hasta que se comprenda el fenómeno de la masa oculta, este método pa
ra determinar el destino del Universo se
rá poco convincente.
Muchos de los trabajos habituales en cos
mología teórica se centran en desarrollar
una mejor comprensión de los procesos
que deben haber dado lugar al Big Bang.
La teoría inflacionaria, formulada en la
década de 1980, resuelve dificultades im
portantes en el planteamiento original
de Gamow, al incorporar avances recién
tes en la física de las partículas elementa
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les. Estas teorías también han conducido a especulaciones tan osadas como la posibilidad de una infinidad
de universos producidos de acuerdo con el modelo inflacionario.
Sin embargo, la mayoría de los cosmólogos se preocupa más por localizar el paradero de la materia oscura,
mientras que una minoría, encabezada por el sueco Hannes Alfvén, premio Nobel de Física, mantienen la
idea de que no sólo la gravedad sino también los fenómenos del plasma, tienen la clave para comprender
la estructura y la evolución del Universo.
Las constelaciones _______________________________________________________________________
Las estrellas que se pueden observar en una noche clara, forman determinadas figuras que llamamos "cons
telaciones", y que sirven para localizar más fácilmente la posición de los astros. En total, hay 88 agrupacio
nes de estrellas que aparecen en la esfera celeste y que toman su nombre de figuras religiosas o mitológi
cas, animales u objetos. Este término hace referencia también, a áreas delimitadas de la esfera celeste que
comprenden los grupos de estrellas con nombre.
Los dibujos de constelaciones más antiguos
que se conocen, señalan que ellas ya habían
sido establecidas en el 4000 a.C. Fueron los
sumerios los que le dieron el nombre a la
constelación Acuario, en honor a su dios
An, que derrama el agua de la inmortalidad
sobre la Tierra. Por su parte, los babilonios
ya habían dividido el zodíaco en 12 signos
iguales hacia el 450 a.C.
Las actuales constelaciones del hemisferio Norte se diferencian poco de las que conocían los caldeos y los
antiguos egipcios. Homero y Hesíodo ya mencionaron las constelaciones y Tolomeo, astrónomo y matemá
tico griego, en el Almagesto, describió 48 constelaciones, de las cuales 47, se siguen conociendo por el mis
mo nombre.
A finales del siglo XVI, los primeros exploradores europeos de los mares del Sur, trazaron mapas del hemis
ferio austral. El navegante holandés Pieter Dirckz Keyser, que participó en la exploración de las Indias orien
tales en 1595, añadió nuevas constelaciones. Más tarde, fueron añadidas otras del hemisferio sur, por el
astrónomo alemán Johann Bayer, que publicó el primer atlas celeste extenso.
Muchos otros propusieron nuevas constelaciones, pero los astrónomos acordaron, finalmente, una lista de
88. No obstante, los límites de las constelaciones siguieron siendo tema de discusión hasta 1930, cuando la
Unión Astronómica Internacional fijó dichos límites.
Entre las constelaciones más conocidas se hallan las que se encuentran en el plano de la órbita de la Tierra,
sobre el fondo de las estrellas fijas. Son las constelaciones del Zodíaco. Además de estas, algunas muy cono
cidas son: Cruz del Sur, visible desde el hemisferio Sur, y Osa Mayor, visible desde el hemisferio Norte. Es
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tas y otras constelaciones permiten ubicar la posición de importantes puntos de referencia como, por ejem
plo, los polos celestes.
La mayor constelación de la esfera celeste es la de Hydra, que contiene 68 estrellas visibles a simple vista.
Mientras que la más pequeña de las constelaciones es la Cruz del Sur.
Medidas del Universo _____________________________________________________________________
No sólo se pueden medir distancias, masa, volumen, densidad, temperatura; también se mide el brillo de
los astros, la declinación, la longitud de onda y muchas otras magnitudes.
Conceptos básicos
●Masa: es la cantidad de materia de un objeto.
●Volumen: es el espacio ocupado por un objeto.
●Densidad: se calcula dividiendo la masa de un objeto por su volumen.
●Temperatura: la cantidad de calor de un objeto. La temperatura más baja posible en el Universo es de
273 ºC bajo cero (0º Kelvin), que es no tener ningún tipo de energía.
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Unidades para medir distancias
Medir el Universo es complicado. A menudo no sirven las unidades habituales. Las distancias, el tiempo y
las fuerzas son enormes y, como es evidente, no se pueden medir directamente.
Para medir la distancia hasta las estrellas próximas, por ejemplo, se utiliza la técnica del paralaje. Se trata
de medir el ángulo que forman estos objetos: la estrella que se observa y la Tierra, en los dos puntos opues
tos de su órbita alrededor del Sol.
El diámetro de la órbita terrestre es de 300 millones de kilómetros. Utili
zando la trigonometría se puede calcular la distancia hasta la estrella. Es
ta técnica, sin embargo, no sirve para los objetos lejanos, porque el ángu
lo es demasiado pequeño y el margen de error, muy grande.
Unidad
Concepto
equivalencia
Unidad
astronómica (ua)
Distancia media entre la Tierra y el Sol. No se utiliza fuera de Sistema
Solar.
149.600.000 km
Año luz
Distancia que recorre la luz en un año. Si una estrella está a 10 años
luz, la vemos tal como era hace 10 años. Es la más práctica.
9.46 billones de km
63.235,3 ua
Pársec
(paralaje-segundo)
Distancia de un cuerpo que tiene una paralaje de 2 segmentos de
arco. La más "científica".
30,86 billones de km
3,26 años luz
206.265 ua
Para medir distancias astronómicas
El brillo de los astros
El brillo (magnitud estelar) es un sistema de medida en que
cada magnitud es 2,512 veces más brillante que la siguien
te. Una estrella de magnitud 1 es 100 veces más brillante
que una de magnitud 6. Las más brillantes tienen magnitu
des negativas.
Únicamente hay 20 estrellas de magnitud igual o inferior a
1. La estrella más débil que se ha podido observar tiene una
magnitud de 23.
Declinación
La declinación es la medida, en grados, del ángulo de un objeto del cielo por encima o por debajo del ecua
dor celeste.
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Cada objeto describe un "círculo de declinación" aparente. La distancia, en horas, desde éste hasta el círcu
lo de referencia (que pasa por los polos y la posición de la Tierra al inicio de la primavera) es la ascensión
del objeto. Combinando la ascensión, la declinación y la distancia, se determina la posición relativa a la Tie
rra de ese objeto.
Longitud de onda
La longitud de onda es la distancia entre dos crestas de ondas luminosas, electromagnéticas o similares. A
menor longitud, mayor frecuencia. Su estudio aporta muchos datos sobre el espacio.
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