 La imagen del campo ultraprofundo del Hubble muestra algunas de las galaxias más remotas visibles con la tecnología actual, cada una de las cuales consta de miles de millones de estrellas. (Área de imagen aparente de aproximadamente 1/79 de la de una luna llena) [1] | |
| Edad (dentro del modelo Lambda-CDM ) | 13,799 ± 0,021 mil millones de años [2] |
|---|---|
| Diámetro | Desconocido. [3] Diámetro del universo observable :8,8 × 10 26 m ( PC de 28,5 G o 93 G ly ) [4] |
| Masa (materia ordinaria) | Al menos 10 53 kg [5] |
| Densidad media (incluida la contribución de la energía ) | 9,9 x 10 −30 g / cm 3 [6] |
| Temperatura media | 2,72548 K (-270,4 ° C o -454,8 ° F ) [7] |
| Contenidos principales | Ordinario (bariónica) materia (4,9%) La materia oscura (26,8%) La energía oscura (68,3%) [8] |
| Forma | Plano con un margen de error del 0,4% [9] |
El universo ( latín : universus ) es todo el espacio y el tiempo [a] y su contenido, [10] incluidos los planetas , las estrellas , las galaxias y todas las demás formas de materia y energía . La teoría del Big Bang es la descripción cosmológica predominante del desarrollo del universo. Según la estimación de esta teoría, el espacio y el tiempo surgieron juntosHace 13,799 ± 0,021 mil millones de años , [2] y el universo se ha estado expandiendo desde entonces. Si bien se desconoce el tamaño espacial de todo el universo, [3] la ecuación de inflación cósmica nos dice que debe tener un diámetro mínimo de 23 billones de años luz, [11] y es posible medir el tamaño del universo observable , que tiene aproximadamente 93 mil millones de años luz de diámetro en la actualidad.
Los primeros modelos cosmológicos del universo fueron desarrollados por filósofos griegos e indios antiguos y eran geocéntricos , colocando a la Tierra en el centro. [12] [13] A lo largo de los siglos, observaciones astronómicas más precisas llevaron a Nicolás Copérnico a desarrollar el modelo heliocéntrico con el Sol en el centro del Sistema Solar . Al desarrollar la ley de la gravitación universal , Isaac Newton se basó en el trabajo de Copérnico y en las leyes del movimiento planetario de Johannes Kepler .y observaciones de Tycho Brahe .
Otras mejoras observacionales llevaron a la comprensión de que el Sol es una de los cientos de miles de millones de estrellas de la Vía Láctea , que es una de los pocos cientos de miles de millones de galaxias del universo. Muchas de las estrellas de nuestra galaxia tienen planetas . A mayor escala , las galaxias se distribuyen uniformemente y son iguales en todas las direcciones, lo que significa que el universo no tiene ni un borde ni un centro. A escalas más pequeñas, las galaxias se distribuyen en cúmulos y supercúmulos que forman inmensos filamentos y vacíos en el espacio, creando una vasta estructura similar a una espuma. [14]Los descubrimientos a principios del siglo XX han sugerido que el universo tuvo un comienzo y que el espacio se ha expandido desde entonces [15] a un ritmo creciente. [dieciséis]
Según la teoría del Big Bang, la energía y la materia inicialmente presentes se han vuelto menos densas a medida que el universo se expandía. Después de una expansión acelerada inicial llamada época inflacionaria en alrededor de 10-32 segundos, y la separación de las cuatro fuerzas fundamentales conocidas , el universo se enfrió gradualmente y continuó expandiéndose, permitiendo que se formaran las primeras partículas subatómicas y átomos simples . La materia oscura se acumuló gradualmente, formando una estructura similar a una espuma de filamentos y vacíos bajo la influencia de la gravedad . Nubes gigantes de hidrógeno y heliofueron atraídos gradualmente a los lugares donde la materia oscura era más densa , formando las primeras galaxias, estrellas y todo lo demás visto hoy.
Al estudiar el movimiento de las galaxias, se ha descubierto que el universo contiene mucha más materia de la que representan los objetos visibles; estrellas, galaxias, nebulosas y gas interestelar. Esta materia invisible se conoce como materia oscura [17] ( oscura significa que hay una amplia gama de fuertes pruebas indirectas de que existe, pero aún no la hemos detectado directamente). El modelo ΛCDM es el modelo más aceptado de nuestro universo. Sugiere que sobre69,2% ± 1,2% [2015] de la masa y la energía en el universo es una constante cosmológica (o, en extensiones de ΛCDM, otras formas de energía oscura , como un campo escalar ) que es responsable de la expansión actual del espacio , y sobre25,8% ± 1,1% [2015] es materia oscura. [18] La materia ordinaria (' bariónica ') es, por tanto, sólo4,84% ± 0,1% [2015] del universo físico. [18] Las estrellas, los planetas y las nubes de gas visibles solo forman alrededor del 6% de la materia ordinaria. [19]
Hay muchas hipótesis en competencia sobre el destino final del universo y sobre lo que, si acaso, precedió al Big Bang, mientras que otros físicos y filósofos se niegan a especular, dudando de que la información sobre estados anteriores alguna vez sea accesible. Algunos físicos han sugerido varias hipótesis de multiverso , en las que nuestro universo podría ser uno entre muchos universos que también existen. [3] [20] [21]
| Parte de una serie sobre |
| Cosmología física |
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CategoríaDefinición
(video 00:50; 2 de mayo de 2019)
El universo físico se define como todo el espacio y el tiempo [a] (denominado colectivamente espacio-tiempo ) y su contenido. [10] Dichos contenidos comprenden toda la energía en sus diversas formas, incluida la radiación electromagnética y la materia , y por lo tanto, planetas, lunas , estrellas, galaxias y el contenido del espacio intergaláctico . [22] [23] [24] El universo también incluye las leyes físicas que influyen en la energía y la materia, como las leyes de conservación , la mecánica clásica y la relatividad.. [25]
El universo se define a menudo como "la totalidad de la existencia", o todo lo que existe, todo lo que ha existido y todo lo que existirá. [25] De hecho, algunos filósofos y científicos apoyan la inclusión de ideas y conceptos abstractos, como las matemáticas y la lógica, en la definición del universo. [27] [28] [29] La palabra universo también puede referirse a conceptos como el cosmos , el mundo y la naturaleza . [30] [31]
Etimología
La palabra universo deriva de la palabra francesa antigua univers , que a su vez deriva de la palabra latina universum . [32] La palabra latina fue utilizada por Cicerón y los autores latinos posteriores en muchos de los mismos sentidos en que se utiliza la palabra inglesa moderna . [33]
Sinónimos
Un término para "universo" entre los filósofos griegos antiguos desde Pitágoras en adelante fue τὸ πᾶν , tò pân ("el todo"), definido como toda la materia y todo el espacio, y τὸ ὅλον , tò hólon ("todas las cosas"), que no necesariamente incluye el vacío. [34] [35] Otro sinónimo era ὁ κόσμος , ho kósmos (que significa el mundo , el cosmos ). [36] Los sinónimos también se encuentran en autores latinos ( totum , mundus , natura ) [37] y sobreviven en idiomas modernos, por ejemplo, las palabras alemanasDas All , Weltall y Natur para el universo . Los mismos sinónimos se encuentran en inglés, como todo (como en la teoría del todo ), el cosmos (como en la cosmología ), el mundo (como en la interpretación de los muchos mundos ) y la naturaleza (como en las leyes naturales o la filosofía natural). ). [38]
Cronología y Big Bang
| ← | Universo ( −13,80 ) |
| ← | Estrellas más tempranas |
| ← | Galaxia más temprana |
| ← | Primer cuásar / sbh |
| ← | Omega Centauri |
| ← | Galaxia de Andromeda |
| ← | Espirales de la Vía Láctea |
| ← | Alfa Centauri |
| ← | Tierra / Sistema Solar |
| ← | Vida más temprana |
| ← | Oxígeno más temprano |
| ← | Oxígeno atmosférico |
| ← | Reproducción sexual más temprana |
| ← | Animales / plantas más tempranos |
| ← | Explosión cámbrica |
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| ← | Los primeros simios |
El modelo predominante para la evolución del universo es la teoría del Big Bang. [39] [40] El modelo del Big Bang establece que el estado más temprano del universo era extremadamente caliente y denso, y que el universo posteriormente se expandió y enfrió. El modelo se basa en la relatividad general y en supuestos simplificadores como la homogeneidad y la isotropía del espacio. Una versión del modelo con una constante cosmológica (Lambda) y materia oscura fría , conocida como modelo Lambda-CDM, es el modelo más simple que proporciona una descripción razonablemente buena de varias observaciones sobre el universo. El modelo del Big Bang tiene en cuenta observaciones como la correlación de la distancia y el corrimiento al rojo de las galaxias, la relación entre el número de átomos de hidrógeno y helio y el fondo de radiación de microondas.
El estado denso y caliente inicial se denomina época de Planck , un breve período que se extiende desde el tiempo cero hasta una unidad de tiempo de Planck de aproximadamente 10-43 segundos. Durante la época de Planck, todos los tipos de materia y todos los tipos de energía se concentraron en un estado denso, y se cree que la gravedad, actualmente la más débil de las cuatro fuerzas conocidas, era tan fuerte como las otras fuerzas fundamentales, y todas las fuerzas pueden haberse unificado . Desde la época de Planck, el espacio se ha expandido a su escala actual, con un período muy corto pero intenso de inflación cósmica que se cree que ocurrió dentro de los primeros 10 −32.segundos. [41] Esta fue una especie de expansión diferente a las que podemos ver hoy a nuestro alrededor. Los objetos en el espacio no se movieron físicamente; en cambio, la métrica que define el espacio en sí cambió. Aunque los objetos en el espacio-tiempo no pueden moverse más rápido que la velocidad de la luz , esta limitación no se aplica a la métrica que gobierna el espacio-tiempo en sí. Se cree que este período inicial de inflación explica por qué el espacio parece ser muy plano, y mucho más grande de lo que la luz podría viajar desde el comienzo del universo. [ aclaración necesaria ]
En la primera fracción de segundo de la existencia del universo, las cuatro fuerzas fundamentales se habían separado. A medida que el universo continuó enfriándose desde su inconcebiblemente caliente estado, varios tipos de partículas subatómicas pudieron formarse en cortos períodos de tiempo conocidos como la época de los quarks , la época de los hadrones y la época de los leptones . Juntas, estas épocas abarcaron menos de 10 segundos de tiempo después del Big Bang. Estas partículas elementales se asociaron de manera estable en combinaciones cada vez más grandes, incluidos protones y neutrones estables , que luego formaron núcleos atómicos más complejos a través de la fusión nuclear.. Este proceso, conocido como nucleosíntesis del Big Bang , solo duró unos 17 minutos y terminó unos 20 minutos después del Big Bang, por lo que solo ocurrieron las reacciones más rápidas y simples. Aproximadamente el 25% de los protones y todos los neutrones del universo, en masa, se convirtieron en helio , con pequeñas cantidades de deuterio (una forma de hidrógeno ) y trazas de litio . Cualquier otro elemento solo se formó en cantidades muy pequeñas. El otro 75% de los protones no se vio afectado, como núcleos de hidrógeno .
Después de que terminó la nucleosíntesis, el universo entró en un período conocido como la época de los fotones . Durante este período, el universo todavía estaba demasiado caliente para que la materia formara átomos neutros , por lo que contenía un plasma caliente, denso y brumoso de electrones cargados negativamente , neutrinos neutros y núcleos positivos. Después de unos 377.000 años, el universo se había enfriado lo suficiente como para que los electrones y los núcleos pudieran formar los primeros átomos estables . Esto se conoce como recombinación por razones históricas; de hecho, los electrones y los núcleos se combinaron por primera vez. A diferencia del plasma, los átomos neutros son transparentes a muchas longitudes de onda.de luz, por lo que por primera vez el universo también se volvió transparente. Los fotones liberados (" desacoplados ") cuando se formaron estos átomos todavía se pueden ver hoy; forman el fondo cósmico de microondas (CMB).
A medida que el universo se expande, la densidad de energía de la radiación electromagnética disminuye más rápidamente que la de la materia porque la energía de un fotón disminuye con su longitud de onda. Alrededor de los 47.000 años, la densidad de energía de la materia se hizo mayor que la de los fotones y neutrinos , y comenzó a dominar el comportamiento a gran escala del universo. Esto marcó el final de la era dominada por la radiación y el comienzo de la era dominada por la materia .
En las primeras etapas del universo, pequeñas fluctuaciones dentro de la densidad del universo llevaron a que se formaran gradualmente concentraciones de materia oscura . La materia ordinaria, atraída por la gravedad , formó grandes nubes de gas y, finalmente, estrellas y galaxias, donde la materia oscura era más densa, y vacíos donde era menos densa. Después de alrededor de 100 a 300 millones de años, [ cita requerida ] se formaron las primeras estrellas , conocidas como estrellas de Población III . Probablemente eran muy masivos, luminosos, no metálicos y de corta duración. Fueron los responsables de la progresiva reionizacióndel universo entre aproximadamente 200-500 millones de años y mil millones de años, y también para sembrar el universo con elementos más pesados que el helio, a través de la nucleosíntesis estelar . [42] El universo también contiene una energía misteriosa, posiblemente un campo escalar, llamada energía oscura , cuya densidad no cambia con el tiempo. Después de aproximadamente 9,8 mil millones de años, el universo se había expandido lo suficiente como para que la densidad de la materia fuera menor que la densidad de la energía oscura, marcando el comienzo de la actual era dominada por la energía oscura . [43] En esta era, la expansión del universo se acelera debido a la energía oscura.
Propiedades físicas
De las cuatro interacciones fundamentales , la gravitación es la dominante a escalas de longitud astronómica. Los efectos de la gravedad son acumulativos; por el contrario, los efectos de las cargas positivas y negativas tienden a cancelarse entre sí, haciendo que el electromagnetismo sea relativamente insignificante en escalas de longitud astronómica. Las dos interacciones restantes, las fuerzas nucleares débiles y fuertes , declinan muy rápidamente con la distancia; sus efectos se limitan principalmente a escalas de longitud subatómica.
El universo parece tener mucha más materia que antimateria , una asimetría posiblemente relacionada con la violación del CP . [44] Este desequilibrio entre materia y antimateria es parcialmente responsable de la existencia de toda la materia existente en la actualidad, ya que la materia y la antimateria, si se produjeran por igual en el Big Bang , se habrían aniquilado completamente entre sí y habrían dejado solo fotones como resultado de su interacción. . [45] [46] El universo tampoco parece tener ni momento neto ni momento angular , lo que sigue las leyes físicas aceptadas si el universo es finito. Estas leyes son la ley de Gauss.y la no divergencia del pseudotensor esfuerzo-energía-momento . [47]
| Escalas espaciales constituyentes del universo observable |
|---|
Este diagrama muestra la ubicación de la Tierra en el universo a escalas cada vez mayores. Las imágenes, etiquetadas a lo largo de su borde izquierdo, aumentan de tamaño de izquierda a derecha, luego de arriba a abajo. |
Tamaño y regiones
De acuerdo con la teoría general de la relatividad, es posible que las regiones lejanas del espacio nunca interactúen con la nuestra, incluso durante la vida del universo, debido a la velocidad finita de la luz y la expansión continua del espacio . Por ejemplo, es posible que los mensajes de radio enviados desde la Tierra nunca lleguen a algunas regiones del espacio, incluso si el universo existiera para siempre: el espacio puede expandirse más rápido de lo que la luz puede atravesarlo. [48]
La región espacial que se puede observar con telescopios se llama universo observable , que depende de la ubicación del observador. La distancia adecuada —la distancia que se mediría en un momento específico, incluido el presente— entre la Tierra y el borde del universo observable es de 46 mil millones de años luz [49] (14 mil millones de parsecs), [50] lo que hace que el diámetro de el universo observable alrededor de 93 mil millones de años luz (28 mil millones de parsecs). [49] La distancia que ha viajado la luz desde el borde del universo observable está muy cerca de la edad del universo multiplicada por la velocidad de la luz, 13.800 millones de años luz (4,2 × 10 9 pc), pero esto no representa la distancia en un momento dado porque el borde del universo observable y la Tierra se han alejado aún más. [51] A modo de comparación, el diámetro de una galaxia típica es de 30.000 años luz (9.198 parsecs ), y la distancia típica entre dos galaxias vecinas es de 3 millones de años luz (919,8 kiloparsecs). [52] Como ejemplo, la Vía Láctea tiene aproximadamente 100.000-180.000 años luz de diámetro, [53] [54] y la galaxia hermana más cercana a la Vía Láctea, la Galaxia de Andrómeda , se encuentra aproximadamente a 2,5 millones de años luz de distancia. . [55]
Debido a que no podemos observar el espacio más allá del borde del universo observable, se desconoce si el tamaño del universo en su totalidad es finito o infinito. [3] [56] [57] Las estimaciones sugieren que todo el universo, si es finito, debe ser más de 250 veces más grande que el universo observable. [58] Algunas estimaciones [59] en disputa para el tamaño total del universo, si son finitas, alcanzan los megaparsecs, como implica una resolución sugerida de la Propuesta Sin Límites. [60] [b]
Edad y expansión
Los astrónomos calculan la edad del universo asumiendo que el modelo Lambda-CDM describe con precisión la evolución del Universo desde un estado primordial muy uniforme, caliente y denso a su estado actual y midiendo los parámetros cosmológicos que constituyen el modelo. [ cita requerida ] Este modelo se entiende bien teóricamente y está respaldado por observaciones astronómicas recientes de alta precisión como WMAP y Planck . [ cita requerida ] Comúnmente, el conjunto de observaciones ajustadas incluye la anisotropía de fondo de microondas cósmico , la relación brillo / corrimiento al rojo paraSupernovas de tipo Ia y agrupaciones de galaxias a gran escala, incluida la característica de oscilación acústica bariónica . [ cita requerida ] Otras observaciones, como la constante de Hubble, la abundancia de cúmulos de galaxias, lentes gravitacionales débiles y edades de cúmulos globulares, son generalmente consistentes con estas, proporcionando una verificación del modelo, pero se miden con menos precisión en la actualidad. [ cita requerida ] Suponiendo que el modelo Lambda-CDM es correcto, las mediciones de los parámetros utilizando una variedad de técnicas mediante numerosos experimentos arrojan un mejor valor de la edad del universo en 2015 de 13.799 ± 0.021 mil millones de años. [2]
Con el tiempo, el universo y su contenido han evolucionado; por ejemplo, la población relativa de cuásares y galaxias ha cambiado [61] y el espacio mismo se ha expandido . Debido a esta expansión, los científicos en la Tierra pueden observar la luz de una galaxia a 30 mil millones de años luz de distancia a pesar de que esa luz ha viajado solo durante 13 mil millones de años; el mismo espacio entre ellos se ha expandido. Esta expansión es consistente con la observación de que la luz de galaxias distantes se ha corrido al rojo ; los fotones emitidos se han estirado a longitudes de onda más largas y frecuencias más bajas durante su viaje. Análisis de supernovas de tipo Iaindican que la expansión espacial se está acelerando . [62] [63]
Cuanta más materia hay en el universo, más fuerte es la atracción gravitacional mutua de la materia. Si el universo fuera demasiado denso, volvería a colapsar en una singularidad gravitacional . Sin embargo, si el universo contuviera muy poca materia, entonces la autogravedad sería demasiado débil para que se formaran estructuras astronómicas, como galaxias o planetas. Desde el Big Bang, el universo se ha expandido de forma monótona . Quizás como era de esperar , nuestro universo tiene la densidad de masa-energía justa , equivalente a unos 5 protones por metro cúbico, lo que le ha permitido expandirse durante los últimos 13.800 millones de años, dando tiempo para formar el universo como se observa hoy. [64]
Hay fuerzas dinámicas que actúan sobre las partículas del universo que afectan la tasa de expansión. Antes de 1998, se esperaba que la tasa de expansión disminuiría a medida que pasaba el tiempo debido a la influencia de las interacciones gravitacionales en el universo; y, por lo tanto, hay una cantidad observable adicional en el universo llamada parámetro de desaceleración , que la mayoría de los cosmólogos esperaban que fuera positivo y relacionado con la densidad de materia del universo. En 1998, el parámetro de desaceleración fue medido por dos grupos diferentes como negativo, aproximadamente -0.55, lo que técnicamente implica que la segunda derivada del factor de escala cósmico ha sido positiva en los últimos 5-6 mil millones de años. [16] [65]Sin embargo, esta aceleración no implica que el parámetro de Hubble esté aumentando actualmente; consulte el parámetro de desaceleración para obtener más detalles.
Tiempo espacial
Los espaciotiempos son las arenas en las que tienen lugar todos los eventos físicos. Los elementos básicos de los espaciotiempos son los eventos . En cualquier espacio-tiempo dado, un evento se define como una posición única en un momento único. Un espacio-tiempo es la unión de todos los eventos (del mismo modo que una línea es la unión de todos sus puntos), formalmente organizados en una multiplicidad . [66]
Los eventos, como la materia y la energía, modifican el espacio-tiempo. El espacio-tiempo curvo, por otro lado, obliga a la materia y la energía a comportarse de cierta manera. No tiene sentido considerar uno sin el otro. [15]
El universo parece ser un continuo espacio-tiempo suave que consta de tres dimensiones espaciales y una dimensión temporal ( tiempo ) (por lo tanto, un evento en el espacio-tiempo del universo físico puede identificarse mediante un conjunto de cuatro coordenadas: ( x , y , z , t ) ). En promedio, se observa que el espacio es casi plano (con una curvatura cercana a cero), lo que significa que la geometría euclidiana es empíricamente verdadera con alta precisión en la mayor parte del Universo. [67] El espacio - tiempo también parece tener una conexión topología , en analogía con una esfera, al menos en la escala de longitud del universo observable. Sin embargo, las observaciones actuales no pueden excluir las posibilidades de que el universo tenga más dimensiones (lo cual es postulado por teorías como la teoría de cuerdas ) y que su espacio-tiempo pueda tener una topología global de múltiples conexiones, en analogía con las topologías cilíndricas o toroidales de dos dimensiones. espacios . [68] [69] El espacio-tiempo del universo se suele interpretar desde una perspectiva euclidiana , en el que el espacio consta de tres dimensiones y el tiempo consta de una dimensión , la " cuarta dimensión ".[70] Al combinar el espacio y el tiempo en una única variedad llamada espacio de Minkowski , los físicos han simplificado una gran cantidad de teorías físicas , así como han descrito de una manera más uniforme el funcionamiento del universo tanto a nivel supergaláctico como subatómico .
Los eventos del espacio-tiempo no están absolutamente definidos espacial y temporalmente, sino que se sabe que son relativos al movimiento de un observador . El espacio de Minkowski se aproxima al universo sin gravedad ; las variedades pseudo-riemannianas de la relatividad general describen el espacio-tiempo con materia y gravedad.
Forma
La relatividad general describe cómo el espacio-tiempo se curva y se dobla por la masa y la energía (gravedad). La topología o geometría del universo incluye tanto la geometría local en el universo observable como la geometría global . Los cosmólogos a menudo trabajan con una porción determinada de espacio- tiempo llamada coordenadas comovidas . La sección del espacio-tiempo que se puede observar es el cono de luz hacia atrás , que delimita el horizonte cosmológico . El horizonte cosmológico (también llamado horizonte de partículas o horizonte de luz) es la distancia máxima desde la cual las partículas pueden haber viajado alobservador en la edad del universo . Este horizonte representa el límite entre las regiones observables y no observables del universo. [71] [72] La existencia, propiedades y significado de un horizonte cosmológico dependen del modelo cosmológico particular .
Un parámetro importante que determina la evolución futura de la teoría del universo es el parámetro de densidad , Omega (Ω), definido como la densidad de materia promedio del universo dividida por un valor crítico de esa densidad. Esto selecciona una de las tres posibles geometrías dependiendo de si Ω es igual, menor o mayor que 1. Estos se denominan, respectivamente, universos plano, abierto y cerrado. [73]
Las observaciones, incluido el Explorador de fondo cósmico (COBE), la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP) y los mapas de Planck del CMB, sugieren que el universo es infinito en extensión con una edad finita, como lo describe Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) modelos. [74] [68] [75] [76] Estos modelos FLRW apoyan los modelos inflacionarios y el modelo estándar de cosmología, describiendo un universo plano y homogéneo actualmente dominado por materia oscura y energía oscura . [77] [78]
Soporte de vida
El universo puede estar afinado ; La hipótesis del universo afinado es la proposición de que las condiciones que permiten la existencia de vida observable en el universo solo pueden ocurrir cuando ciertas constantes físicas fundamentales universales se encuentran dentro de un rango muy estrecho de valores, de modo que si alguna de varias constantes fundamentales fuera sólo ligeramente diferente, habría sido poco probable que el universo condujera al establecimiento y desarrollo de la materia , las estructuras astronómicas, la diversidad elemental o la vida tal como se la entiende. [79] La proposición se discute entre filósofos , científicos , teólogos y proponentes decreacionismo .
Composición
El universo está compuesto casi por completo de energía oscura, materia oscura y materia ordinaria . Otros contenidos son la radiación electromagnética (que se estima que constituye desde el 0,005% hasta cerca del 0,01% de la masa-energía total del universo) y la antimateria . [80] [81] [82]
Las proporciones de todos los tipos de materia y energía han cambiado a lo largo de la historia del universo. [83] La cantidad total de radiación electromagnética generada dentro del universo ha disminuido a la mitad en los últimos 2 mil millones de años. [84] [85] Hoy en día, la materia ordinaria, que incluye átomos, estrellas, galaxias y vida , representa sólo el 4,9% del contenido del Universo. [8] La densidad total actual de este tipo de materia es muy baja, aproximadamente 4,5 × 10 −31 gramos por centímetro cúbico, lo que corresponde a una densidad del orden de sólo un protón por cada cuatro metros cúbicos de volumen. [6]Se desconoce la naturaleza tanto de la energía oscura como de la materia oscura. La materia oscura, una forma misteriosa de materia que aún no ha sido identificada, representa el 26,8% del contenido cósmico. La energía oscura, que es la energía del espacio vacío y está provocando la aceleración de la expansión del universo, representa el 68,3% restante del contenido. [8] [86] [87]
La materia, la materia oscura y la energía oscura se distribuyen de manera homogénea por todo el universo en escalas de longitud superiores a los 300 millones de años luz aproximadamente. [88] Sin embargo, en escalas de longitud más cortas, la materia tiende a agruparse jerárquicamente; muchos átomos se condensan en estrellas , la mayoría de las estrellas en galaxias, la mayoría de las galaxias en cúmulos, supercúmulos y, finalmente, filamentos galácticos a gran escala . El universo observable contiene hasta 200 mil millones de galaxias [89] [90] y, en general, tantas como un estimado1 × 10 24 estrellas [91] [92] (más estrellas que todos los granos de arena del planeta Tierra ). [93] Las galaxias típicas van desde enanas con tan solo diez millones [94] (10 7 ) de estrellas hasta gigantes con un billón [95] (10 12 ) de estrellas. Entre las estructuras más grandes hay vacíos , que suelen tener un diámetro de 10 a 150 Mpc (33 millones a 490 millones al día). La Vía Láctea está en el grupo local de galaxias, que a su vez está en el supercúmulo de Laniakea .[96] Este supercúmulo se extiende por más de 500 millones de años luz, mientras que el Grupo Local se extiende por más de 10 millones de años luz. [97] El Universo también tiene vastas regiones de relativo vacío; el vacío más grande conocido mide 1.800 millones de ly (550 Mpc) de ancho. [98]
El universo observable es isotrópico en escalas significativamente más grandes que los supercúmulos, lo que significa que las propiedades estadísticas del universo son las mismas en todas las direcciones que se observan desde la Tierra. El universo está bañado por una radiación de microondas altamente isotrópica que corresponde a un espectro de cuerpo negro en equilibrio térmico de aproximadamente 2.72548 kelvins . [7] La hipótesis de que el universo a gran escala es homogéneo e isotrópico se conoce como principio cosmológico . [100] Un universo que es a la vez homogéneo e isotrópico se ve igual desde todos los puntos de vista [101] y no tiene centro. [102]
Energía oscura
Una explicación de por qué se está acelerando la expansión del universo sigue siendo difícil de alcanzar. A menudo se atribuye a la "energía oscura", una forma desconocida de energía que, según la hipótesis, permea el espacio. [103] Sobre la base de la equivalencia masa-energía , la densidad de la energía oscura (~ 7 × 10 −30 g / cm 3 ) es mucho menor que la densidad de la materia ordinaria o la materia oscura dentro de las galaxias. Sin embargo, en la actual era de la energía oscura, domina la masa-energía del universo porque es uniforme en el espacio. [104] [105]
Dos formas propuestas para la energía oscura son la constante cosmológica , una densidad de energía constante que llena el espacio de manera homogénea, [106] y los campos escalares como la quintaesencia o los módulos , cantidades dinámicas cuya densidad de energía puede variar en el tiempo y el espacio. Las contribuciones de los campos escalares que son constantes en el espacio generalmente también se incluyen en la constante cosmológica. La constante cosmológica se puede formular para que sea equivalente a la energía del vacío . Los campos escalares que tengan solo una pequeña cantidad de inhomogeneidad espacial serían difíciles de distinguir de una constante cosmológica.
Materia oscura
La materia oscura es un tipo hipotético de materia que es invisible para todo el espectro electromagnético , pero que representa la mayor parte de la materia del universo. La existencia y las propiedades de la materia oscura se infieren de sus efectos gravitacionales sobre la materia visible, la radiación y la estructura a gran escala del universo. Aparte de los neutrinos , una forma de materia oscura caliente , la materia oscura no se ha detectado directamente, lo que la convierte en uno de los mayores misterios de la astrofísica moderna . La materia oscura no emite ni absorbe luz ni ninguna otra radiación electromagnética.en cualquier nivel significativo. Se estima que la materia oscura constituye el 26,8% de la masa-energía total y el 84,5% de la materia total del universo. [86] [107]
Materia ordinaria
El 4,9% restante de la masa-energía del universo es materia ordinaria, es decir, átomos , iones , electrones y los objetos que forman. Esta materia incluye las estrellas , que producen casi toda la luz que vemos de las galaxias, así como el gas interestelar en los medios interestelares e intergalácticos , los planetas y todos los objetos de la vida cotidiana con los que podemos toparnos, tocar o apretar. [108]De hecho, la gran mayoría de la materia ordinaria del universo no se ve, ya que las estrellas visibles y el gas dentro de las galaxias y los cúmulos representan menos del 10 por ciento de la contribución de la materia ordinaria a la densidad de masa-energía del universo. [109]
La materia ordinaria existe comúnmente en cuatro estados (o fases ): sólido , líquido , gas y plasma . Sin embargo, los avances en las técnicas experimentales han revelado otras fases previamente teóricas, como los condensados de Bose-Einstein y los condensados fermiónicos .
La materia ordinaria está compuesta por dos tipos de partículas elementales : quarks y leptones . [110] Por ejemplo, el protón está formado por dos quarks up y un quark down ; el neutrón está formado por dos quarks down y un quark up; y el electrón es una especie de leptón. Un átomo consta de un núcleo atómico , formado por protones y neutrones, y electrones que orbitan el núcleo. Debido a que la mayor parte de la masa de un átomo se concentra en su núcleo, que está formado por bariones , los astrónomos suelen utilizar el término materia bariónica para describir la materia ordinaria, aunque una pequeña fracción de esta "materia bariónica" son electrones.
Poco después del Big Bang , los protones y neutrones primordiales se formaron a partir del plasma de quarks-gluones del universo temprano cuando se enfrió por debajo de los dos billones de grados. Unos minutos más tarde, en un proceso conocido como nucleosíntesis del Big Bang , se formaron núcleos a partir de los protones y neutrones primordiales. Esta nucleosíntesis formó elementos más ligeros, aquellos con números atómicos pequeños hasta litio y berilio , pero la abundancia de elementos más pesados se redujo drásticamente con el aumento del número atómico. Es posible que se haya formado algo de boro en este momento, pero el siguiente elemento más pesado, el carbono, no se formó en cantidades significativas. La nucleosíntesis del Big Bang se apagó después de unos 20 minutos debido a la rápida caída de temperatura y densidad del universo en expansión. La formación posterior de elementos más pesados resultó de la nucleosíntesis estelar y la nucleosíntesis de supernova . [111]
Partículas
La materia ordinaria y las fuerzas que actúan sobre la materia se pueden describir en términos de partículas elementales . [112] Estas partículas a veces se describen como fundamentales, ya que tienen una subestructura desconocida, y se desconoce si están compuestas o no de partículas más pequeñas e incluso más fundamentales. [113] [114] De importancia central es el Modelo Estándar , una teoría que se ocupa de las interacciones electromagnéticas y las interacciones nucleares débiles y fuertes . [115] El Modelo Estándar se sustenta en la confirmación experimental de la existencia de partículas que componen la materia: quarksy leptones , y sus correspondientes duales " antimateria ", así como las partículas de fuerza que median las interacciones : el fotón , los bosones W y Z , y el gluón . [113] El Modelo Estándar predijo la existencia del bosón de Higgs recientemente descubierto , una partícula que es una manifestación de un campo dentro del universo que puede dotar a las partículas de masa. [116] [117] Debido a su éxito en explicar una amplia variedad de resultados experimentales, el Modelo Estándar a veces se considera como una "teoría de casi todo". [115]Sin embargo, el modelo estándar no se adapta a la gravedad. No se ha logrado una verdadera "teoría de todo" de partículas de fuerza. [118]
Hadrones
Un hadrón es una partícula compuesta hecha de quarks que se mantienen unidos por la fuerza fuerte . Los hadrones se clasifican en dos familias: bariones (como protones y neutrones ) formados por tres quarks y mesones (como piones ) formados por un quark y un antiquark . De los hadrones, los protones son estables y los neutrones unidos dentro de los núcleos atómicos son estables. Otros hadrones son inestables en condiciones ordinarias y, por lo tanto, son componentes insignificantes del universo moderno. Aproximadamente de 10 a 6 segundos después del Big Bang , durante un período se conoce comoEn la época de los hadrones , la temperatura del universo había caído lo suficiente como para permitir que los quarks se unieran en hadrones, y la masa del universo estaba dominada por hadrones . Inicialmente, la temperatura era lo suficientemente alta como para permitir la formación de pares hadrones / anti-hadrones, que mantenían la materia y la antimateria en equilibrio térmico . Sin embargo, a medida que la temperatura del universo siguió cayendo, dejaron de producirse pares hadrones / anti-hadrones. La mayoría de los hadrones y anti-hadrones fueron luego eliminados en reacciones de aniquilación de partículas y antipartículas , dejando un pequeño residuo de hadrones cuando el universo tenía aproximadamente un segundo de edad. [119] : 244–66
Leptones
Un leptón es una primaria , media-número entero de espín de las partículas que no experimentan interacciones fuertes pero está sujeto a la principio de exclusión de Pauli ; dos leptones de la misma especie no pueden estar exactamente en el mismo estado al mismo tiempo. [120] Existen dos clases principales de leptones: leptones cargados (también conocidos como leptones similares a electrones ) y leptones neutros (más conocidos como neutrinos ). Los electrones son estables y el leptón cargado más común en el universo, mientras que los muones y taus son partículas inestables que se desintegran rápidamente después de producirse en alta energía.colisiones, como las que involucran rayos cósmicos o las realizadas en aceleradores de partículas . [121] [122] Los leptones cargados pueden combinarse con otras partículas para formar varias partículas compuestas como átomos y positronio . El electrón gobierna casi toda la química , ya que se encuentra en los átomos y está directamente ligado a todas las propiedades químicas . Los neutrinos rara vez interactúan con algo y, en consecuencia, rara vez se observan. Los neutrinos fluyen por todo el universo, pero rara vez interactúan con la materia normal. [123]
La época de los leptones fue el período de la evolución del universo primitivo en el que los leptones dominaron la masa del universo. Comenzó aproximadamente 1 segundo después del Big Bang , después de que la mayoría de hadrones y anti-hadrones se aniquilaron entre sí al final de la época de los hadrones . Durante la época de los leptones, la temperatura del universo todavía era lo suficientemente alta como para crear pares leptones / antileptones, por lo que los leptones y los antileptones estaban en equilibrio térmico. Aproximadamente 10 segundos después del Big Bang, la temperatura del universo había caído hasta el punto en que ya no se creaban pares de leptones / antileptones. [124] La mayoría de los leptones y antileptones fueron eliminados en la aniquilación.reacciones, dejando un pequeño residuo de leptones. La masa del universo fue dominada por fotones cuando entró en la siguiente época de fotones . [125] [126]
Fotones
Un fotón es el cuanto de luz y todas las demás formas de radiación electromagnética . Es el portador de fuerza de la fuerza electromagnética , incluso cuando está estático a través de fotones virtuales . Los efectos de esta fuerza son fácilmente observables a nivel microscópico y macroscópico porque el fotón tiene masa en reposo cero ; esto permite interacciones a larga distancia . Como todas las partículas elementales, los fotones actualmente se explican mejor mediante la mecánica cuántica y exhiben dualidad onda-partícula., exhibiendo propiedades de ondas y partículas .
La época de los fotones comenzó después de que la mayoría de los leptones y anti-leptones fueran aniquilados al final de la época de los leptones, unos 10 segundos después del Big Bang. Los núcleos atómicos se crearon en el proceso de nucleosíntesis que se produjo durante los primeros minutos de la época de los fotones. Durante el resto de la época de los fotones, el universo contenía un plasma denso y caliente.de núcleos, electrones y fotones. Aproximadamente 380.000 años después del Big Bang, la temperatura del Universo cayó hasta el punto en que los núcleos podrían combinarse con los electrones para crear átomos neutros. Como resultado, los fotones ya no interactuaban frecuentemente con la materia y el universo se volvió transparente. Los fotones muy desplazados al rojo de este período forman el fondo cósmico de microondas. Diminutas variaciones de temperatura y densidad detectables en el CMB fueron las primeras "semillas" a partir de las cuales tuvo lugar toda la formación de estructuras posteriores . [119] : 244–66
Modelos cosmológicos
Modelo del universo basado en la relatividad general.
La relatividad general es la teoría geométrica de la gravitación publicada por Albert Einstein en 1915 y la descripción actual de la gravitación en la física moderna . Es la base de los modelos cosmológicos actuales del universo. La relatividad general generaliza la relatividad especial y la ley de Newton de la gravitación universal , proporcionando una descripción unificada de la gravedad como una propiedad geométrica del espacio y el tiempo , o espacio-tiempo. En particular, la curvatura del espacio-tiempo está directamente relacionada con la energía y el momento.de cualquier materia y radiación que estén presentes. La relación está especificada por las ecuaciones de campo de Einstein , un sistema de ecuaciones diferenciales parciales . En relatividad general, la distribución de materia y energía determina la geometría del espacio-tiempo, que a su vez describe la aceleración de la materia. Por tanto, las soluciones de las ecuaciones de campo de Einstein describen la evolución del universo. Combinadas con mediciones de la cantidad, tipo y distribución de materia en el universo, las ecuaciones de la relatividad general describen la evolución del universo a lo largo del tiempo. [127]
Con el supuesto del principio cosmológico de que el universo es homogéneo e isotrópico en todas partes, una solución específica de las ecuaciones de campo que describe el universo es el tensor métrico llamado la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker ,
donde ( r , θ, φ) corresponden a un sistema de coordenadas esféricas . Esta métrica tiene solo dos parámetros indeterminados. Un factor de escala de longitud adimensional general R describe la escala de tamaño del universo en función del tiempo; un aumento de R es la expansión del universo . [128] Un índice de curvatura k describe la geometría. El índice k se define de modo que sólo pueda tomar uno de tres valores: 0, correspondiente a la geometría euclidiana plana ; 1, correspondiente a un espacio de curvatura positiva ; o −1, correspondiente a un espacio de curvatura positiva o negativa. [129] El valor de R en función del tiempo t depende de ky de la constante cosmológica Λ . [127] La constante cosmológica representa la densidad de energía del vacío del espacio y podría estar relacionada con la energía oscura. [87] La ecuación que describe cómo varía R con el tiempo se conoce como la ecuación de Friedmann en honor a su inventor, Alexander Friedmann . [130]
Las soluciones para R (t) dependen de k y Λ , pero algunas características cualitativas de tales soluciones son generales. Primero y más importante, la escala de longitud R del universo puede permanecer constante solo si el universo es perfectamente isótropo con curvatura positiva ( k = 1) y tiene un valor preciso de densidad en todas partes, como lo señaló por primera vez Albert Einstein . [127] Sin embargo, este equilibrio es inestable: debido a que se sabe que el universo no es homogéneo en escalas más pequeñas, R debe cambiar con el tiempo. Cuando Rcambios, todas las distancias espaciales en el universo cambian en tándem; hay una expansión o contracción general del propio espacio. Esto explica la observación de que las galaxias parecen separarse; el espacio entre ellos se está estirando. El estiramiento del espacio también explica la aparente paradoja de que dos galaxias pueden estar separadas por 40 mil millones de años luz, aunque comenzaron desde el mismo punto hace 13,8 mil millones de años [131] y nunca se movieron más rápido que la velocidad de la luz .
En segundo lugar, todas las soluciones sugieren que hubo una singularidad gravitacional en el pasado, cuando R llegó a cero y la materia y la energía eran infinitamente densas. Puede parecer que esta conclusión es incierta porque se basa en supuestos cuestionables de perfecta homogeneidad e isotropía (el principio cosmológico) y que solo la interacción gravitacional es significativa. Sin embargo, los teoremas de la singularidad de Penrose-Hawking muestran que debería existir una singularidad para condiciones muy generales. Por tanto, según las ecuaciones de campo de Einstein, R creció rápidamente desde un estado denso inimaginablemente caliente que existía inmediatamente después de esta singularidad (cuando R tenía un valor finito pequeño); esta es la esencia delModelo del Big Bang del universo. Comprender la singularidad del Big Bang probablemente requiere una teoría cuántica de la gravedad , que aún no se ha formulado. [132]
En tercer lugar, el índice de curvatura k determina el signo de la curvatura espacial media del espacio-tiempo [129] promediada en escalas de longitud suficientemente grandes (más de mil millones de años luz ). Si k = 1, la curvatura es positiva y el universo tiene un volumen finito. [133] Un universo con curvatura positiva a menudo se visualiza como una esfera tridimensional incrustada en un espacio de cuatro dimensiones. Por el contrario, si k es cero o negativo, el universo tiene un volumen infinito. [133] Puede parecer contrario a la intuición que un universo infinito pero infinitamente denso pueda crearse en un solo instante en el Big Bang cuando R= 0, pero exactamente eso se predice matemáticamente cuando k no es igual a 1. Por analogía, un plano infinito tiene curvatura cero pero área infinita, mientras que un cilindro infinito es finito en una dirección y un toro es finito en ambas. Un universo toroidal podría comportarse como un universo normal con condiciones de contorno periódicas .
El destino final del universo aún se desconoce porque depende críticamente del índice de curvatura k y de la constante cosmológica Λ . Si el universo fuera lo suficientemente denso, k sería igual a +1, lo que significa que su curvatura promedio es positiva y el universo eventualmente volverá a colapsar en un Big Crunch , [134] posiblemente iniciando un nuevo universo en un Big Bounce . Por el contrario, si el universo no fuera lo suficientemente denso, k sería igual a 0 o -1 y el universo se expandiría para siempre, enfriándose y finalmente alcanzando el Gran Congelamiento y la muerte por calor del universo .[127] Los datos modernos sugieren que la tasa de expansión del universo no está disminuyendo, como se esperaba originalmente, sino que está aumentando; si esto continúa indefinidamente, el universo eventualmente puede llegar a un Big Rip . Observacionalmente, el universo parece ser plano ( k = 0), con una densidad general muy cercana al valor crítico entre el colapso y la expansión eterna. [135]
Hipótesis del multiverso
Algunas teorías especulativas han propuesto que nuestro universo es solo uno de un conjunto de universos desconectados, denotados colectivamente como el multiverso , desafiando o mejorando definiciones más limitadas del universo. [20] [136] Los modelos científicos de multiverso son distintos de conceptos tales como planos alternativos de conciencia y realidad simulada .
Max Tegmark desarrolló un esquema de clasificación de cuatro partes para los diferentes tipos de multiversos que los científicos han sugerido en respuesta a varios problemas de Física . Un ejemplo de tales multiversos es el resultante del modelo de inflación caótica del universo temprano. [137] Otro es el multiverso resultante de la interpretación de muchos mundos de la mecánica cuántica. En esta interpretación, los mundos paralelos se generan de una manera similar a la superposición cuántica y la decoherencia , con todos los estados de las funciones de onda.siendo realizado en mundos separados. Efectivamente, en la interpretación de muchos mundos, el multiverso evoluciona como una función de onda universal . Si el Big Bang que creó nuestro multiverso creara un conjunto de multiversos, la función de onda del conjunto se enredaría en este sentido. [138]
La categoría menos controvertido, pero sigue siendo muy disputado, de multiverso en el esquema de Tegmark es Nivel I . Los multiversos de este nivel están compuestos por eventos espaciotemporales distantes "en nuestro propio universo". Tegmark y otros [139] han argumentado que, si el espacio es infinito, o lo suficientemente grande y uniforme, casos idénticos de la historia de todo el volumen del Hubble de la Tierra ocurren de vez en cuando, simplemente por casualidad. Tegmark calculó que nuestro llamado doppelgänger más cercano está a 10 10 115 metros de nosotros (una función doble exponencial más grande que un googolplex ). [140] [141]Sin embargo, los argumentos utilizados son de naturaleza especulativa. [142] Además, sería imposible verificar científicamente la existencia de un volumen de Hubble idéntico.
Es posible concebir espaciotiempos desconectados, cada uno existente pero incapaz de interactuar entre sí. [140] [143] Una metáfora fácilmente visualizada de este concepto es un grupo de pompas de jabón separadas , en el que los observadores que viven en una pompa de jabón no pueden interactuar con los de otras pompas de jabón, incluso en principio. [144] Según una terminología común, cada "burbuja de jabón" del espacio-tiempo se denota como un universo , mientras que nuestro espacio-tiempo particular se denota como el universo , [20] tal como llamamos a nuestra luna la Luna . La colección completa de estos espaciotiempos separados se denomina multiverso. [20]Con esta terminología, los diferentes universos no están conectados causalmente entre sí. [20] En principio, los otros universos no conectados pueden tener diferentes dimensionalidades y topologías de espacio-tiempo, diferentes formas de materia y energía , y diferentes leyes físicas y constantes físicas , aunque tales posibilidades son puramente especulativas. [20] Otros consideran que cada una de las burbujas creadas como parte de la inflación caótica son universos separados., aunque en este modelo todos estos universos comparten un origen causal. [20]
Concepciones históricas
Históricamente, ha habido muchas ideas sobre el cosmos (cosmologías) y su origen (cosmogonías). Las teorías de un universo impersonal gobernado por leyes físicas fueron propuestas por primera vez por los griegos y los indios. [13] La filosofía china antigua abarcaba la noción del universo que incluye tanto el espacio como todo el tiempo. [145] A lo largo de los siglos, las mejoras en las observaciones astronómicas y las teorías del movimiento y la gravitación llevaron a descripciones cada vez más precisas del universo. La era moderna de la cosmología comenzó con la teoría general de la relatividad de Albert Einstein de 1915., que hizo posible predecir cuantitativamente el origen, la evolución y la conclusión del universo en su conjunto. La mayoría de las teorías cosmológicas modernas aceptadas se basan en la relatividad general y, más específicamente, en el Big Bang predicho . [146]
Mitologias
Muchas culturas tienen historias que describen el origen del mundo y el universo . Las culturas generalmente consideran que estas historias tienen algo de verdad . Sin embargo, hay muchas creencias diferentes sobre cómo se aplican estas historias entre aquellos que creen en un origen sobrenatural, que van desde un dios que crea directamente el universo como es ahora hasta un dios que simplemente pone las "ruedas en movimiento" (por ejemplo, a través de mecanismos como el big bang y evolución). [147]
Los etnólogos y antropólogos que estudian los mitos han desarrollado varios esquemas de clasificación para los diversos temas que aparecen en las historias de la creación. [148] [149] Por ejemplo, en un tipo de historia, el mundo nace de un huevo del mundo ; tales historias incluyen el poema épico finlandés Kalevala , la historia china de Pangu o el indio Brahmanda Purana . En historias relacionadas, el universo es creado por una sola entidad que emana o produce algo por sí misma, como en el concepto del budismo tibetano de Adi-Buddha , la antigua historia griega de Gaia. (Madre Tierra), el mito de la diosa azteca Coatlicue , la historia del antiguo dios egipcio Atum y la narrativa de la creación del Génesis judeocristiana en la que el Dios abrahámico creó el universo. En otro tipo de historia, el universo se crea a partir de la unión de deidades masculinas y femeninas, como en la historia maorí de Rangi y Papa . En otras historias, el universo se crea a partir de materiales preexistentes, como el cadáver de un dios muerto, como de Tiamat en la epopeya babilónica Enuma Elish o del gigante Ymir enMitología nórdica, o de materiales caóticos, como en Izanagi e Izanami en la mitología japonesa . En otras historias, el universo emana de principios fundamentales, como Brahman y Prakrti , el mito de la creación de los Serers , [150] o el yin y el yang del Tao .
Modelos filosóficos
Los filósofos griegos presocráticos y los filósofos indios desarrollaron algunos de los primeros conceptos filosóficos del universo. [13] [151] Los primeros filósofos griegos señalaron que las apariencias pueden engañar y buscaron comprender la realidad subyacente detrás de las apariencias. En particular, señalaron la capacidad de la materia para cambiar de forma (p. Ej., Hielo en agua y vapor) y varios filósofos propusieron que todos los materiales físicos del mundo son formas diferentes de un solo material primordial, o arche . El primero en hacerlo fue Thales , quien propuso que este material fuera agua . El alumno de Tales, Anaximandro , propuso que todo provenía de lo ilimitado.apeiron . Anaxímenes propuso que el material primordial sea el aire debido a sus cualidades percibidas como atractivas y repulsivas que hacen que el arco se condense o disocie en diferentes formas. Anaxágoras propuso el principio de Nous (Mente), mientras que Heráclito propuso el fuego (y habló de logos ). Empédocles propuso que los elementos fueran tierra, agua, aire y fuego. Su modelo de cuatro elementos se hizo muy popular. Como Pitágoras , Platón creía que todas las cosas estaban compuestas de números., con los elementos de Empédocles tomando la forma de los sólidos platónicos . Demócrito y los filósofos posteriores —sobre todo Leucipo— propusieron que el universo está compuesto por átomos indivisibles que se mueven a través de un vacío ( vacío ), aunque Aristóteles no creía que eso fuera factible porque el aire, como el agua, ofrece resistencia al movimiento . El aire se apresurará inmediatamente a llenar un vacío y, además, sin resistencia, lo haría indefinidamente rápido. [13]
Aunque Heráclito defendía el cambio eterno, su contemporáneo Parménides hizo la sugerencia radical de que todo cambio es una ilusión, que la verdadera realidad subyacente es eternamente inmutable y de una sola naturaleza. Parménides denotó esta realidad como τὸ ἐν (El Uno). La idea de Parménides parecía inverosímil para muchos griegos, pero su alumno Zenón de Elea los desafió con varias paradojas famosas . Aristóteles respondió a estas paradojas desarrollando la noción de un infinito contable potencial, así como el continuo infinitamente divisible. A diferencia de los ciclos de tiempo eternos e inmutables, él creía que el mundo está limitado por las esferas celestes y que la magnitud estelar acumulativa es solo finitamente multiplicativa.
El filósofo indio Kanada , fundador de la escuela Vaisheshika , desarrolló una noción de atomismo y propuso que la luz y el calor eran variedades de la misma sustancia. [152] En el siglo V d. C., el filósofo atomista budista Dignāga propuso que los átomos fueran del tamaño de un punto, sin duración y hechos de energía. Negaron la existencia de materia sustancial y propusieron que el movimiento consistía en destellos momentáneos de una corriente de energía. [153]
La noción de finitismo temporal se inspiró en la doctrina de la creación compartida por las tres religiones abrahámicas : judaísmo , cristianismo e islam . El filósofo cristiano , John Filópono , presentó los argumentos filosóficos contra la antigua noción griega de un pasado infinito y el futuro. Los argumentos de Philoponus contra un pasado infinito fueron utilizados por el filósofo musulmán temprano , Al-Kindi (Alkindus); el filósofo judío , Saadia Gaon (Saadia ben José); y el teólogo musulmán , Al-Ghazali(Algazel). [154]
Conceptos astronómicos
Los modelos astronómicos del universo se propusieron poco después de que comenzara la astronomía con los astrónomos babilónicos , que veían el universo como un disco plano flotando en el océano, y esto forma la premisa de los primeros mapas griegos como los de Anaximandro y Hecateo de Mileto .
Los filósofos griegos posteriores , al observar los movimientos de los cuerpos celestes, se preocuparon por desarrollar modelos del universo basados más profundamente en la evidencia empírica . El primer modelo coherente fue propuesto por Eudoxo de Cnidos . Según la interpretación física del modelo de Aristóteles, las esferas celestes giran eternamente con un movimiento uniforme alrededor de una Tierra estacionaria. La materia normal está completamente contenida dentro de la esfera terrestre.
De Mundo (compuesto antes del 250 a. C. o entre el 350 y el 200 a. C.), declaró: "Cinco elementos, situados en esferas en cinco regiones, el menor en cada caso rodeado por el mayor, es decir, tierra rodeada de agua, agua por aire, el aire por el fuego y el fuego por el éter componen el universo entero ". [155]
Este modelo también fue refinado por Callippus y, después de que se abandonaron las esferas concéntricas, se puso en un acuerdo casi perfecto con las observaciones astronómicas de Ptolomeo . El éxito de tal modelo se debe en gran parte al hecho matemático de que cualquier función (como la posición de un planeta) puede descomponerse en un conjunto de funciones circulares (los modos de Fourier ). Otros científicos griegos, como el filósofo pitagórico Philolaus , postularon (según el relato de Stobaeus ) que en el centro del universo había un "fuego central" alrededor del cual la Tierra , el Sol , la Luna y los planetasgiraba en un movimiento circular uniforme. [156]
El astrónomo griego Aristarco de Samos fue el primer individuo conocido en proponer un modelo heliocéntrico del universo. Aunque el texto original se ha perdido, una referencia en el libro de Arquímedes The Sand Reckoner describe el modelo heliocéntrico de Aristarco. Arquímedes escribió:
Usted, Rey Gelón, sabe que el universo es el nombre que la mayoría de los astrónomos le dan a la esfera cuyo centro es el centro de la Tierra, mientras que su radio es igual a la línea recta entre el centro del Sol y el centro de la Tierra. Tierra. Este es el relato común que han escuchado de los astrónomos. Pero Aristarco ha sacado un libro que consta de ciertas hipótesis, en el que parece, como consecuencia de las suposiciones hechas, que el universo es muchas veces mayor que el universo que acabamos de mencionar. Sus hipótesis son que las estrellas fijas y el Sol permanecen inmóviles, que la Tierra gira alrededor del Sol en la circunferencia de un círculo, el Sol se encuentra en el medio de la órbita, y que la esfera de estrellas fijas, situada alrededor del mismo centro Como el sol,es tan grande que el círculo en el que supone que la Tierra gira tiene tal proporción con la distancia de las estrellas fijas que el centro de la esfera se acerca a su superficie
Por tanto, Aristarco creía que las estrellas estaban muy lejos, y vio esto como la razón por la que no se había observado el paralaje estelar , es decir, no se había observado que las estrellas se movieran entre sí cuando la Tierra se movía alrededor del Sol. De hecho, las estrellas están mucho más lejos que la distancia que se suponía generalmente en la antigüedad, por lo que la paralaje estelar solo es detectable con instrumentos de precisión. Se asumió que el modelo geocéntrico, consistente con el paralaje planetario, era una explicación de la inobservabilidad del fenómeno paralelo, el paralaje estelar. El rechazo de la vista heliocéntrica fue aparentemente bastante fuerte, como sugiere el siguiente pasaje de Plutarco ( Sobre la cara aparente en el orbe de la luna ):
Cleantes [un contemporáneo de Aristarco y jefe de los estoicos ] pensó que era deber de los griegos acusar a Aristarco de Samos de impiedad por poner en movimiento el Hogar del Universo [es decir, la Tierra], ... suponiendo que el el cielo permanezca en reposo y la Tierra gire en un círculo oblicuo, mientras gira, al mismo tiempo, sobre su propio eje
El único otro astrónomo de la antigüedad conocido por su nombre que apoyó el modelo heliocéntrico de Aristarco fue Seleuco de Seleucia , un astrónomo helenístico que vivió un siglo después de Aristarco. [157] [158] [159] Según Plutarco, Seleuco fue el primero en probar el sistema heliocéntrico a través del razonamiento , pero no se sabe qué argumentos utilizó. Los argumentos de Seleuco a favor de una cosmología heliocéntrica probablemente estaban relacionados con el fenómeno de las mareas . [160] Según Strabo(1.1.9), Seleuco fue el primero en afirmar que las mareas se deben a la atracción de la Luna y que la altura de las mareas depende de la posición de la Luna con respecto al Sol. [161] Alternativamente, pudo haber demostrado heliocentricidad al determinar las constantes de un modelo geométrico para él, y al desarrollar métodos para calcular las posiciones planetarias usando este modelo, como lo hizo Nicolás Copérnico más tarde en el siglo XVI. [162] Durante la Edad Media , los modelos heliocéntricos también fueron propuestos por el astrónomo indio Aryabhata , [163] y por los astrónomos persas Albumasar [164]y Al-Sijzi . [165]
El modelo aristotélico fue aceptado en el mundo occidental durante aproximadamente dos milenios, hasta que Copérnico revivió la perspectiva de Aristarco de que los datos astronómicos podrían explicarse de manera más plausible si la Tierra girara sobre su eje y si el Sol se colocara en el centro del universo.
En el centro descansa el sol. Porque, ¿quién colocaría esta lámpara de un templo muy hermoso en otro o mejor lugar que este desde donde pueda iluminar todo al mismo tiempo?
- Nicolaus Copernicus, en el Capítulo 10, Libro 1 de De Revolutionibus Orbium Coelestrum (1543)
Como señaló el propio Copérnico, la noción de que la Tierra gira es muy antigua, y data al menos de Filolao (c. 450 a. C.), Heráclides Ponto (c. 350 a. C.) y Ecfanto el pitagórico . Aproximadamente un siglo antes de Copérnico, el erudito cristiano Nicolás de Cusa también propuso que la Tierra gira sobre su eje en su libro Sobre la ignorancia erudita (1440). [166] Al-Sijzi [167] también propuso que la Tierra gira sobre su eje. Tusi (1201-1274) y Tusi (1201-1274) aportaron pruebas empíricas de la rotación de la Tierra sobre su eje, utilizando el fenómeno de los cometas .Ali Qushji (1403-1474). [168]
Esta cosmología fue aceptada por Isaac Newton , Christiaan Huygens y científicos posteriores. [169] Edmund Halley (1720) [170] y Jean-Philippe de Chéseaux (1744) [171] señalaron independientemente que la suposición de un espacio infinito lleno uniformemente de estrellas llevaría a la predicción de que el cielo nocturno sería tan brillante como el sol mismo; esto se conoció como la paradoja de Olbers en el siglo XIX. [172] Newton creía que un espacio infinito uniformemente lleno de materia causaría fuerzas e inestabilidades infinitas que provocarían que la materia se aplastara hacia adentro bajo su propia gravedad. [169]Esta inestabilidad fue aclarada en 1902 por el criterio de inestabilidad de Jeans . [173] Una solución a estas paradojas es el Universo Charlier , en el que la materia está ordenada jerárquicamente (sistemas de cuerpos en órbita que ellos mismos están orbitando en un sistema más grande, ad infinitum ) de una manera fractal de tal manera que el universo tiene un tamaño general insignificante. densidad; un modelo cosmológico de este tipo también había sido propuesto a principios de 1761 por Johann Heinrich Lambert . [52] [174] Un avance astronómico significativo del siglo XVIII fue la realización por Thomas Wright , Immanuel Kant y otros de las nebulosas. [170]
En 1919, cuando se completó el telescopio Hooker , la opinión predominante todavía era que el universo consistía en su totalidad en la Vía Láctea. Usando el Telescopio Hooker, Edwin Hubble identificó variables cefeidas en varias nebulosas espirales y en 1922-1923 demostró de manera concluyente que la Nebulosa de Andrómeda y el Triángulo, entre otros, eran galaxias enteras fuera de la nuestra, demostrando así que el universo consta de una multitud de galaxias. [175]
La era moderna de la cosmología física comenzó en 1917, cuando Albert Einstein aplicó por primera vez su teoría general de la relatividad para modelar la estructura y la dinámica del universo. [176]
Ver también
- Cronología del universo
- Calendario cósmico (escala de tiempo reducida)
- Latte cósmico
- Cosmos
- Línea de tiempo logarítmica detallada
- La ubicación de la Tierra en el universo.
- Cosmología esotérica
- Falso vacío
- Futuro de un universo en expansión
- Encuesta de Galaxy And Mass Assembly
- Muerte por calor del universo
- Historia del Centro del Universo
- Proyecto Illustris
- Multiverso (teoría de conjuntos) ( Hyperverse , Megaverse u Omniverse )
- Cosmología no estándar
- Nucleocosmocronología
- Panspermia
- Hipótesis de tierras raras
- Cosmología religiosa
- Espacio y supervivencia
- Terasegundo y más
- Cronología del futuro lejano
- Cronología de la formación del universo.
- Cronología del futuro próximo
- Génesis del vacío
- Universo de energía cero
Referencias
Notas al pie
- ^ a b Según la física moderna , en particular la teoría de la relatividad , el espacio y el tiempo están intrínsecamente vinculados como espacio-tiempo .
- ↑ Aunque aparece en megaparsecs por la fuente citada, este número es tan vasto que sus dígitos permanecerían prácticamente sin cambios para todos los efectos, independientemente de las unidades convencionales en las que figure, ya sea nanómetros o gigaparsecs , ya que las diferencias desaparecerían. en el error.
Citas
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[P] ¿Por qué los físicos de partículas se preocupan tanto por la partícula de Higgs?
[A] Bueno, en realidad no lo hacen.
Lo que realmente les importa es el
campo de
Higgs
, porque es
muy
importante.
[énfasis en el original]
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"The Buddhists denied the existence of substantial matter altogether. Movement consists for them of moments, it is a staccato movement, momentary flashes of a stream of energy... "Everything is evanescent",... says the Buddhist, because there is no stuff... Both systems [Sānkhya, and later Indian Buddhism] share in common a tendency to push the analysis of existence up to its minutest, last elements which are imagined as absolute qualities, or things possessing only one unique quality. They are called "qualities" (guna-dharma) in both systems in the sense of absolute qualities, a kind of atomic, or intra-atomic, energies of which the empirical things are composed. Both systems, therefore, agree in denying the objective reality of the categories of Substance and Quality,... and of the relation of Inference uniting them. There is in Sānkhya philosophy no separate existence of qualities. What we call quality is but a particular manifestation of a subtle entity. To every new unit of quality corresponds a subtle quantum of matter which is called guna, "quality", but represents a subtle substantive entity. The same applies to early Buddhism where all qualities are substantive... or, more precisely, dynamic entities, although they are also called dharmas ('qualities')."
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