Universo

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Para otros usos de este término,
véase Universo
(desambiguación).

La imagen de luz visible más profunda del cosmos, el Campo Ultra
Profundo del Hubble.

El Universo es generalmente definido como todo lo que existe
físicamente: la totalidad del espacio y del tiempo, de todas las formas de la
materia, la energía y el impulso, las leyes y constantes físicas que las
gobiernan. Sin embargo, el término "universo" puede ser utilizado en sentidos
contextuales ligeramente diferentes, para referirse a conceptos como el cosmos, el mundo o la naturaleza.

Observaciones astronómicas indican que el Universo tiene una edad de 13,73 ±
0,12 mil millones de años y por lo menos 93 mil millones de "años luz" de
extensión.[1]
El evento que dio inicio al Universo se denomina Big Bang. En
aquel instante toda la materia y la energía del universo observable estaba
concentrada en un punto de densidad infinita. Después del Big Bang, el universo
comenzó a expandirse para llegar a su condición actual, y lo continúa
haciendo.

Ya que, de acuerdo con la teoría especial de la relatividad, la materia no
puede moverse a una velocidad superior a la de la luz, puede parecer paradójico
que dos objetos del universo puedan haberse separado 93 mil millones de años luz
en un tiempo de sólo 13 mil millones de años; sin embargo, esta separación es
una consecuencia natural de la teoría de relatividad general.

Dicho simplemente, el espacio puede ampliarse a un ritmo superior que no está
limitado por la velocidad de la luz. Por lo tanto, dos galaxias pueden separarse
una de la otra más rápidamente que la velocidad de la luz, es el espacio entre
ellas el que crece.

Mediciones sobre la distribución espacial y el desplazamiento
hacia el rojo ("redshift") de galaxias distantes, la radiación
cósmica de fondo de microondas, y los porcentajes relativos de los elementos
químicos más ligeros, apoyan la teoría de la expansión del espacio, y más en
general, la teoría del Big Bang, que propone que el espacio en sí se creó a
partir de la nada en un momento específico en el pasado.

Observaciones recientes han demostrado que esta expansión se está acelerando,
y que la mayor parte de la materia y la energía en el universo es
fundamentalmente diferente de la observada en la Tierra, y no es directamente
observable (véanse materia oscura y energía oscura). La
imprecisión de las observaciones actuales ha limitado las predicciones sobre el
destino final del Universo.

Los experimentos sugieren que el Universo se ha regido por las mismas leyes
físicas, constantes a lo largo de su extensión e historia. La fuerza dominante
en distancias cósmicas es la gravedad, y la relatividad general
es actualmente la teoría más exacta en describirla. Las otras tres fuerzas
fundamentales, y las partículas en las que actúan, son descritas por el Modelo Estándar. El
Universo tiene por lo menos tres dimensiones del espacio y una de tiempo, aunque
experimentalmente no se pueden descartar dimensiones adicionales muy pequeñas.
El espacio-tiempo parece
estar conectado de forma sencilla y sin problemas, y el espacio tiene una curvatura
media muy pequeña, de manera que la geometría
euclidiana es, como regla general, exacta en todo el universo.

En filosofía se denomina Universo al mundo, o conjunto de todo lo que
sucede. La ciencia modeliza el universo como un sistema cerrado que
contiene energía y materia adscritas al espacio-tiempo y que se
rige fundamentalmente por principios causales.

Basándose en observaciones del universo observable,
los físicos intentan describir el continuo espacio-tiempo en que nos
encontramos, junto con toda la materia y energía existentes en él.
Su estudio, en las mayores escalas, es el objeto de la cosmología, disciplina
basada en la astronomía y la física, en la
cual se describen todos los aspectos de este universo con sus fenómenos.

La teoría actualmente más aceptada sobre la formación del Universo, dada por
el belga valón Lemaître, es el modelo
del Big Bang, que describe la
expansión del espacio-tiempo a partir de una singularidad
espaciotemporal. El Universo experimentó un rápido periodo de inflación cósmica
que arrasó con todas las irregularidades iniciales. A partir de entonces el
Universo se expandió y se convirtió en estable, más frío y menos denso. Las
variaciones menores en la distribución de la masa dieron como resultado la
segregación fractal en porciones, que se encuentran en el universo actual como
cúmulos de galaxias.

En cuanto a su destino final, las pruebas actuales parecen apoyar la Teoría de la expansión
permanente del Universo, aunque otras afirman que la materia oscura puede
ejercer la fuerza de gravedad suficiente para detener la expansión y hacer que
toda la materia se comprima; algo a lo que los científicos denominan el "Big Crunch"
o la Gran Implosión.

Contenido

1 Porción
observable

2 Evolución

2.1 Teoría sobre el origen
y la formación del Universo (Big Bang)

2.2 Sopa
Primigenia

2.3 Protogalaxias

2.4 Destino
Final

2.4.1 Big Crunch o la
Gran Implosión

2.4.2 Big Rip o Gran
Desgarramiento

3 Descripción
física

3.1 Tamaño

3.2 Forma

3.3 Homogeneidad e
isotropía

3.4 Composición

3.5 Multiversos

4 Estructuras agregadas del
universo

4.1 Las galaxias

4.2 Formas de
galaxias

4.2.1 Galaxias
elípticas

4.2.2 Galaxias
espirales

4.2.3 Galaxia espiral
barrada

4.2.4 Galaxias
irregulares

4.3 La Vía
Láctea

4.4 Las
constelaciones

4.5 Las
estrellas

4.6 Los planetas

4.7 Los
satélites

4.8 Asteroides y
cometas

5 Indicios de un
comienzo

6 Otros términos

7 Véase también

8 Referencias

9 Enlaces externos

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Porción
observable

Artículo principal: Universo
observable

Los cosmólogos teóricos y observacionales
utilizan de manera diferente el término Universo, designando bien el
sistema completo o sólo una parte de él.[2]
Según el convenio de los cosmólogos, el término Universo ("U" mayúscula)
se refiere frecuentemente a la parte finita del espacio-tiempo que es
directamente observable utilizando telescopios, otros
detectores, y métodos físicos, teóricos y
empíricos para estudiar los componentes básicos del Universo y sus
interacciones. Los físicos cosmólogos asumen que la parte observable del espacio
comóvil (también
llamado: "nuestro universo") corresponde a una parte de un modelo del espacio
entero y normalmente no es el espacio entero. Frecuentemente se utiliza el
término el Universo como ambas: la parte observable del espacio-tiempo, o
el espacio-tiempo entero.

Muchos cosmólogos creen que el Universo observable
es una parte extremadamente pequeña del Universo "entero" realmente existente, y
que es imposible observar todo el espacio comóvil. En la
actualidad se desconoce si esto es correcto, ya que de acuerdo a los estudios de
la forma del Universo,
es posible que el Universo observable esté cerca de tener el mismo tamaño que
todo el espacio. La pregunta sigue debatiéndose.[3]
[4]
Si una versión del escenario de la inflación cósmica es
correcta, entonces no hay manera de determinar si el Universo es finito o infinito. En el
caso del Universo observable, éste puede ser sólo una mínima porción del
Universo existente, por tanto puede ser imposible saber realmente si el Universo
está siendo completamente observado.

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Evolución

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Teoría
sobre el origen y la formación del Universo (Big Bang)

Artículo principal: Teoría del Big
Bang

El hecho de que el Universo esté en expansión
se deriva de las observaciones del corrimiento al rojo
realizadas en la década de 1920 y que se cuantifican por la ley de
Hubble. Dichas observaciones son la predicción experimental del modelo
de Fridmann-Robertson-Walker, que es una solución de las ecuaciones de campo
de Einstein de la relatividad general,
que predicen el inicio del universo mediante un big bang.

El corrimiento al rojo se refiere a que los astrónomos han observado que hay
una relación directa entre la distancia a un objeto remoto (como una galaxia) y
la velocidad con que está alejándose. En cambio, si esta expansión ha sido
continua en toda la edad del Universo, entonces en el pasado estos objetos
distantes que siguen alejándose tuvieron que estar una vez juntos. Esta idea da
pie a la teoría del Big Bang’’; el modelo dominante
en la cosmología actual.

Durante la era más temprana del Big Bang, se cree que el Universo era
un caliente y denso plasma. Según avanzó la expansión, la temperatura cayó a
ritmo constante hasta el punto en que los átomos se pudieron formar. En aquella
época, la energía de fondo se desacopló de la materia y fue libre de viajar a
través del espacio. La energía sobrante continuó enfriándose al expandirse el
Universo y hoy forma el fondo cósmico
de microondas. Esta radiación de fondo es remarcablemente uniforme en todas
direcciones, circunstancia que los cosmólogos han intentado explicar como
reflejo de un periodo temprano de inflación cósmica
después del Big Bang.

El examen de las pequeñas variaciones en el fondo de radiación de microondas
proporciona información sobre la naturaleza del Universo, incluyendo la edad y
composición. La edad del universo
desde el Big Bang, de acuerdo a la información actual proporcionada por
el WMAP de la NASA, se estima en unos
13.700 millones de años, con un margen de error de un 1% (137 millones de años).
Otros métodos de estimación ofrecen diferentes rangos de edad, desde 11.000
millones a 20.000 millones. En el libro de 1977 Los Primeros Tres Minutos
del Universo, el premio Nobel Steven Weinberg muestra
la física que ocurrió justo momentos después del Big Bang. Los
descubrimientos adicionales y los refinamientos de las teorías hicieron que lo
actualizara y reeditara en 1993.

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Sopa Primigenia

Hasta hace poco, la primera centésima de segundo era más bien un misterio,
impidiendo a Weinberg y a otros describir exactamente cómo era el Universo. Los
nuevos experimentos en el RHIC, en el Brookhaven
National Laboratory, han proporcionado a los físicos una luz en esta cortina
de alta energía, de tal manera que pueden observar directamente los tipos de
comportamiento que pueden haber tomado lugar en ese instante.[5]

En estas energías, los quarks que componen los protones y los neutrones no
estaban juntos, y una mezcla densa supercaliente de quarks y gluónes, con algunos electrones,
era todo lo que podía existir en los microsegundos anteriores a que se enfriaran
lo suficiente para formar el tipo de partículas de materia que observamos hoy en
día.[6]

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Protogalaxias

Artículo principal: Protogalaxia

Los rápidos avances acerca de lo que pasó después de la existencia de la
materia aportan mucha información sobre la formación de las galaxias. Se cree
que las primeras galaxias eran débiles "galaxias enanas" que emitían tanta
radiación que separarían los átomos gaseosos de sus electrones. Este gas, a su
vez, se estaba calentando y expandiendo, y tenía la posibilidad de obtener la
masa necesaria para formar las grandes galaxias que conocemos hoy.[7]
[8]

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Destino Final

Artículo principal: Destino último
del Universo

El destino final del Universo tiene diversos modelos que explican lo que
sucederá en función de diversos parámetros y observaciones. A continuación se
explican los modelos fundamentales más aceptados:

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Big Crunch
o la Gran Implosión

Artículo principal: Big
Crunch

Es muy posible que el inmenso aro que rodeaba a las galaxias sea una forma de
materia que resulta invisible desde la Tierra. Esta materia oscura tal vez
constituya el 99% de todo lo que hay en el Universo.[cita requerida]

La fuerza gravitatoria
de toda esa materia tal vez podría cesar e invertir con ella la expansión, así
las galaxias empezarían a retroceder y con el tiempo chocarían unas contra
otras, la temperatura se elevaría, y el Universo se precipitaría hacia un
destino catastrófico en el que quedaría reducido nuevamente a un punto.

Algunos físicos han especulado que después se formaría otro Universo, en cuyo
caso se repetiría el proceso.

Hoy en día, esta hipótesis parece incorrecta, pues a la luz de los últimos
datos experimentales, el Universo se está expandiendo cada vez más rápido.

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Big Rip o Gran
Desgarramiento

Artículo principal: Big
Rip

El Gran Desgarramiento o Teoría de la Eterna Expansión, llamado
en inglés Big Rip, es una hipótesis cosmológica sobre
el destino último
del universo. Este posible destino final del universo depende de la cantidad
de energía oscura
existente en el Universo. Si el Universo contiene suficiente energía oscura,
podría acabar en un desgarramiento de toda la materia.

El valor clave es w, la razón entre la
presión de la energía oscura y su densidad
energética. A w < -1, el universo acabaría por ser desgarrado.
Primero, las galaxias se separarían entre sí,
luego la gravedad sería demasiado débil para mantener integrada cada galaxia.
Los sistemas planetarios
perderían su cohesión gravitatoria. En los últimos minutos, se desbaratarán estrellas y planetas, y los átomos serán
destruidos.

Los autores de esta hipótesis calculan que el fin del tiempo ocurriría
aproximadamente 3,5×1010 años después del Big Bang, es
decir, dentro de 2,0×1010 años.

Una modificación de esta teoría, aunque poco aceptada, asegura que el
universo continuaría su expansión sin provocar un Big Rip.

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Descripción
física

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Tamaño

Artículo principal: Universo
observable

Muy poco se conoce sobre el tamaño del Universo. Puede tener una longitud de
billones de años luz o incluso tener un tamaño infinito. Un artículo de 2003[9]
dice establecer una cota inferior de 24 gigaparsecs (78.000 millones de años
luz) para el tamaño del Universo, pero no hay ninguna razón para creer que esta
cota está de alguna manera muy ajustada (Véase forma del
Universo). pero hay distintas tesis del tamaño; una de ellas es que hay
varios universos, otro es que el universo es infinito

El Universo observable (o visible), que consiste en toda la
materia y energía que podía habernos afectado desde el Big Bang dada la
limitación de la velocidad de la luz,
es ciertamente finito. La distancia
comóvil al extremo del Universo visible ronda los 46.500 millones de años
luz en todas las direcciones desde la Tierra. Así, el Universo visible se puede
considerar como una esfera perfecta con la Tierra en el centro, y un diámetro de
unos 93.000 millones de años luz.[10]
Hay que notar que muchas fuentes han publicado una amplia variedad de cifras
incorrectas para el tamaño del Universo visible: desde 13.700 hasta 180.000
millones de años luz. (Véase Universo
observable).

En el Universo las distancias que separan los astros son tan grandes que, si
las quisiéramos expresar en metros, tendríamos que utilizar cifras muy grandes.
Debido a ello, se utiliza como unidad de longitud el año luz, que corresponde a la
distancia que recorre la luz en un año.

Actualmente, el modelo más comúnmente aceptado es el propuesto por Albert Einstein en su Relatividad General,
en la que propone un universo "finito pero ilimitado", es decir, que a pesar de
tener un volumen medible no tiene límites, de forma análoga a la superficie de
una esfera, que es medible pero ilimitada. No obstante, el volumen del universo
no puede ser calculado, ya que no podemos observar nada más alejado del
anteriormente citado límite de observación (esfera de radio de 46.500 millones
años luz, teniendo en cuenta los efectos de expansión).

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Forma

Universum, Grabado Flammarion
,xilografía, publicada en
París 1888.

Artículos principales: Forma del Universo y
Estructura
a gran escala del universo

Una pregunta importante abierta en cosmología es la forma del Universo.
Matemáticamente, ¿qué 3-variedad representa mejor
la parte espacial del Universo?

Primero, si el Universo es espacialmente plano, se desconoce si las
reglas de la geometría
Euclidiana son válidas a mayor escala (aunque se cree que no es plano el
universo, pero no se tiene nada seguro) Actualmente muchos cosmólogos creen que
el Universo observable está muy cerca de ser espacialmente plano, con arrugas
locales donde los objetos masivos distorsionan el espacio-tiempo, de la
misma forma que la superficie de un lago es casi plana. Esta opinión fue
reforzada por los últimos datos del WMAP, mirando hacia las
"oscilaciones acústicas" de las variaciones de temperatura en la radiación de
fondo de microondas.[1]

Segundo, se desconoce si el Universo es múltiplemente
conexo. El Universo no tiene cotas espaciales de acuerdo al modelo estándar
del Big Bang, pero sin embargo debe
ser espacialmente finito (compacto). Esto se puede
comprender utilizando una analogía en dos dimensiones: la superficie de una
esfera no tiene límite, pero no tiene un área infinita. Es una superficie de dos
dimensiones con curvatura constante en una tercera dimensión. La 3-esfera es un
equivalente en tres dimensiones en el que las tres dimensiones están
constantemente curvadas en una cuarta.

Si el Universo fuese compacto y sin cotas, sería posible, después de viajar
una distancia suficiente, volver al punto de partida. Así, la luz de las
estrellas y galaxias podría pasar a través del Universo observable más de una
vez. Si el Universo fuese múltiplemente conexo y suficientemente pequeño (y de
un tamaño apropiado, tal vez complejo) entonces posiblemente se podría ver una o
varias veces alrededor de él en alguna (o todas) direcciones. Aunque esta
posibilidad no ha sido descartada, los resultados de las últimas investigaciones
de la radiación
de fondo de microondas hacen que esto parezca improbable.

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Homogeneidad e
isotropía

Fluctuaciones en la radiación
de fondo de microondas, Imagen NASA/WMAP.

Mientras que la estructura está considerablemente fractalizada a nivel local
(ordenada en una jerarquía de racimo), en los órdenes más altos de distancia el
Universo es muy homogéneo. A estas escalas la densidad del Universo es muy
uniforme, y no hay una dirección preferida o significativamente asimétrica en el
Universo. Esta homogeneidad e isotropía es un requisito
de la Métrica
de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker empleada en los modelos cosmológicos
modernos.[11]

La cuestión de la anisotropía en el
Universo primigenio fue significativamente contestada por el WMAP, que buscó fluctuaciones en la
intensidad del fondo de microondas.[12]
Las medidas de esta anisotropía han proporcionado información útil y
restricciones sobre la evolución del Universo.

Hasta el límite de la potencia de observación de los instrumentos
astronómicos, los objetos radian y absorben la energía de acuerdo a las mismas
leyes físicas a como lo
hacen en nuestra propia galaxia.[13]
Basándose en esto, se cree que las mismas leyes y constantes físicas son
universalmente aplicables a través de todo el Universo observable. No se ha
encontrado ninguna prueba confirmada que muestre que las constantes físicas
hayan variado desde el Big Bang.[14]

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Composición

El Universo observable actual parece tener un espacio-tiempo geométricamente
plano, conteniendo una densidad masa-energía equivalente a 9,9 ×
10-30 gramos por centímetro cúbico. Los constituyentes primarios
parecen consistir en un 73% de energía oscura, 23%
de materia oscura fría y un
4% de átomos. Así, la densidad de los átomos equivaldría a un núcleo de hidrógeno
sencillo por cada cuatro metros cúbicos de volumen.[15]
La naturaleza exacta de la energía oscura y la materia oscura fría sigue siendo
un misterio. Actualmente se especula con que el neutrino, (una partícula muy
abundante en el universo), tenga, aunque mínima, una masa. De comprobarse este
hecho, podría significar que la energía y la materia oscura no existen.

Durante las primeras fases del Big Bang, se cree que se formaron las
mismas cantidades de materia y antimateria. Materia y
antimateria deberían eliminarse mutuamente al entrar en contacto, por lo que la
actual existencia de materia (y la ausencia de antimateria) supone una violación
de la simetría CP (Véase
Violación CP), por lo
que puede ser que las partículas y las antipartículas no tengan propiedades
exactamente iguales o simétricas.,[16]
o puede que simplemente las leyes físicas que rigen el universo favorezcan la
supervivencia de la materia frente a la antimateria.[17]
En este mismo sentido, también se ha sugerido que quizás la materia oscura sea la
causante de la bariogénesis al interactuar de distinta forma con la materia que
con la antimateria.[18]

Antes de la formación de las primeras estrellas, la composición química del
Universo consistía primariamente en hidrógeno (75% de la masa
total), con una suma menor de helio-4 (4He) (24% de
la masa total) y el resto de otros elementos.[19]
Una pequeña porción de estos elementos estaba en la forma del isótopo deuterio (2H), helio-3
(3He) y litio (7Li).[20]
Consecuentemente la materia
interestelar de las galaxias ha sido enriquecida sin cesar por elementos más
pesados. Éstos se han introducido como un resultado de las explosiones de supernovas,
los vientos estelares y la expulsión de la cubierta exterior de estrellas
desarrolladas.[21]

El Big Bang dejó detrás un flujo de fondo de fotones y neutrinos. La
temperatura de la radiación de fondo ha decrecido sin cesar con la expansión del
Universo y ahora fundamentalmente consiste en la energía de microondas
equivalente a una temperatura de 2,725 K.[22]
La densidad del fondo de neutrinos actual es sobre 150 por centímetro
cúbico.[23]

Véase también: Abundancia
de elementos químicos

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Multiversos

Artículos principales: Multiverso y Universos
paralelos

Los cosmólogos teóricos
estudian modelos del conjunto espacio-tiempo que estén conectados, y buscan
modelos que sean consistentes con los modelos físicos cosmológicos del
espacio-tiempo en la escala del universo observable.
Sin embargo, recientemente han tomado fuerza teorías que contemplan la
posibilidad de multiversos o varios universos coexistiendo
simultáneamente. Según la recientemente enunciada Teoría
de Multiexplosiones se pretende dar explicación a este aspecto, poniendo en
relieve una posible convivencia de universos en un mismo espacio.[24]

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Estructuras
agregadas del universo

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Las galaxias

Artículo principal: Galaxia

A gran escala, el universo está formado por galaxias y agrupaciones de
galaxias. Las galaxias son agrupaciones masivas de estrellas, y son las
estructuras más grandes en las que se organiza la materia en el Universo. A
través del telescopio se manifiestan como manchas luminosas de diferentes
formas. A la hora de clasificarlas, los científicos distinguen entre las
galaxias del Grupo Local, compuesto por
las treinta galaxias más cercanas y a las que está unida gravitacionalmente
nuestra galaxia (la Vía Láctea), y todas
las demás galaxias, a las que llaman "galaxias exteriores".

Las galaxias están distribuidas por todo el Universo y presentan
características muy diversas, tanto en lo que respecta a su configuración como a
su antigüedad. Las más pequeñas abarcan alrededor de 3.000 millones de
estrellas, y las galaxias de mayor tamaño pueden llegar a abarcar más de un
billón de astros. Estas últimas pueden tener un diámetro de 170.000 años luz,
mientras que las primeras no suelen exceder de los 6.000 años luz.

Además de estrellas y sus astros asociados (planetas, asteroides, etc...),
las galaxias contienen también materia interestelar,
constituida por polvo y gas en una proporción que varia entre el 1 y el 10% de
su masa.

Se estima que el universo puede estar constituido por unos 50.000 millones de
galaxias, aunque estas cifras varían en función de los diferentes estudios.

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Formas de galaxias

La creciente potencia de los telescopios, que permite observaciones cada vez
más detalladas de los distintos elementos del Universo, ha hecho posible una
clasificación de las galaxias por su forma. Se han establecido así cuatro tipos
distintos: galaxias elípticas, espirales, espirales barradas e irregulares.

Galaxia elíptica NGC 1316

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Galaxias
elípticas

En forma de elipse o de esferoide, se caracterizan por carecer de una
estructura interna definida y por presentar muy poca materia interestelar. Se
consideran las más antiguas del Universo, ya que sus estrellas son viejas y se
encuentran en una fase muy avanzada de su evolución.

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Galaxias espirales

Están constituidas por un núcleo central y dos o más brazos en espiral, que
parten del núcleo. Éste se halla formado por multitud de estrellas y apenas
tiene materia interestelar, mientras que en los brazos abunda la materia
interestelar y hay gran cantidad de estrellas jóvenes, que son muy brillantes.
Alrededor del 75% de las galaxias del Universo son de este tipo.

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Galaxia espiral
barrada

Es un subtipo de galaxia espiral, caracterizados por la presencia de una
barra central de la que típicamente parten dos brazos espirales. Este tipo de
galaxias constituyen una fracción importante del total de galaxias espirales. La
Vía Láctea es una galaxia espiral barrada.

Galaxia irregular NGC 1427

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Galaxias irregulares

Incluyen una gran diversidad de galaxias, cuyas configuraciones no responden
a las tres formas anteriores, aunque tienen en común algunas características,
como la de ser casi todas pequeñas y contener un gran porcentaje de materia
interestelar. Se calcula que son irregulares alrededor del 5% de las galaxias
del Universo.

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La Vía Láctea

Artículo principal: Vía Láctea

La Vía Láctea es nuestra galaxia. Según las
observaciones, posee una masa de 1012 masas solares y es de tipo espiral
barrada. Con un diámetro medio de unos 100.000 años luz se calcula que
contiene unos 200.000 millones de estrellas, entre las cuales se encuentra el Sol. La distancia desde el
Sol al centro de la
galaxia es de alrededor de 27.700 años luz (8,5 kpc) A simple vista, se observa
como una estela blanquecina de forma elíptica, que se puede distinguir en las
noches despejadas. Lo que no se aprecian son sus brazos espirales, en uno de los
cuales, el llamado brazo de Orión, está
situado nuestro sistema solar, y por tanto la Tierra.

El núcleo central de la galaxia presenta un espesor uniforme en todos sus
puntos, salvo en el centro, donde existe un gran abultamiento con un grosor
máximo de 16.000 años luz, siendo el grosor medio de unos 6.000 años luz.

Todas las estrellas y la materia interestelar que contiene la Vía
Láctea, tanto en el núcleo central como en los brazos, están situadas dentro
de un disco de 100.000 años luz de diámetro, que gira lentamente sobre su eje a
una velocidad lineal superior a los 216 km/s.

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Las constelaciones

Tan sólo 3 galaxias distintas a la nuestra son visibles a simple vista.
Tenemos la Galaxia de
Andrómeda, visible desde el Hemisferio Norte; la Gran Nube de
Magallanes, y la Pequeña Nube de
Magallanes, en el Hemisferio Sur celeste. El resto de las galaxias no son
visibles al ojo desnudo sin ayuda de instrumentos. Sí que lo son, en cambio, las
estrellas que forman parte de la Vía Láctea. Estas
estrellas dibujan a menudo en el cielo figuras reconocibles, que han recibido
diversos nombres en relación con su aspecto. Estos grupos de estrellas de perfil
identificable se conocen con el nombre de constelaciones. Hasta el presente, se
han observado 88 constelaciones, algunas de ellas muy extensas, como Hidra o la Osa Mayor, y
otras muy pequeñas como Flecha y Triángulo.

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Las estrellas

Artículo principal: Estrella

Son los elementos constitutivos más destacados de las galaxias. Estos
soles, gaseosos y esféricos, brillan por sus gigantescas reacciones nucleares.
Si la reacción no es muy grande comienza por emitir una luz roja oscura, y
después se mueve hacia el estado superior, que es en el que está nuestro Sol,
para posteriormente, al modificarse las reacciones nucleares interiores,
dilatarse y finalmente enfriarse.

Al acabarse el hidrógeno, se originan reacciones nucleares de elementos más
pesados, más energéticas, que convierten la estrella en una gigante roja. Con el
tiempo, ésta vuelve inestable, a la vez que lanza hacia el espacio exterior la
mayor parte del material estelar. Este proceso puede durar 100 millones de años,
hasta que se agota toda la energía nuclear, y la estrella se contrae por efecto
de la gravedad hasta hacerse pequeña y densa, en la forma de enana blanca azul o
marrón. Si la estrella inicial es varias veces más masiva que el Sol, su ciclo puede ser diferente, y
en lugar de una gigante, puede convertirse en una supergigante y acabar su vida
con una explosión denominada supernova. Estas estrellas
pueden acabar como estrellas de
neutrones. Tamaños aún mayores de estrellas pueden consumir todo su
combustible muy rápidamente, transformándose en una entidad supermasiva llamada
agujero negro.

Los Púlsares
son fuentes de ondas de radio que vibran con periodos regulares. La palabra
Púlsar significa pulsating radio source (fuente de radio pulsante). Se
detectan mediante radiotelescopios y se
requieren relojes de extraordinaria precisión para detectar sus cambios de
ritmo. Los estudios indican que un púlsar es una estrella de
neutrones pequeña que gira a gran velocidad. El más conocido está en la
nebulosa de Cangrejo. Su densidad es tan grande que una muestra de cuásar del
tamaño de una bola de bolígrafo tendría una masa de cerca de 100.000 toneladas.
Su campo magnético, muy intenso, se concentra en un espacio reducido. Esto lo
acelera y lo hace emitir gran cantidad de energía en haces de radiación que aquí
recibimos como ondas de radio.

La palabra Cuásar es un acrónimo de
quasi stellar radio source (fuentes de radio casi estelares). Se
identificaron en la década de 1950. Más tarde se vio que mostraban un
desplazamiento al rojo más grande que cualquier otro objeto conocido. La causa
era el Efecto Doppler, que mueve
el espectro hacia el rojo cuando los objetos se alejan. El primer Cuásar
estudiado, denominado 3C 273, está a 1.500 millones de años luz de la Tierra. A
partir de 1980 se han identificado miles de cuásares, algunos alejándose de
nosotros a velocidades del 90% de la de la luz.

Se han descubierto cuásares a 12.000 millones de años luz de la Tierra;
prácticamente la edad del Universo. A pesar de las enormes distancias, la
energía que llega en algunos casos es muy grande, equivalente la recibida desde
miles de galaxias: como ejemplo, el s50014+81 es unas 60.000 veces más brillante
que toda la Vía Láctea.

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Los planetas

Artículo principal: Planeta

Los planetas son cuerpos que giran en torno a una estrella y que, según la
definición de la Unión
Astronómica Internacional, deben cumplir además la condición de haber
limpiado su órbita de otros cuerpos rocosos importantes, y de tener suficiente
masa como para que su fuerza de gravedad genere un cuerpo esférico. En el caso
de cuerpos que orbitan alrededor de una estrella que no cumplan estas
características, se habla de planetas enanos, planetesimales, o asteroides. En
nuestro Sistema Solar hay 8
planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno,
considerándose desde 2006 a Plutón como un
planeta enano. A finales
de 2009, fuera de nuestro Sistema Solar se han detectado en torno a 400 planetas
extrasolares, pero los avances tecnológicos están permitiendo que este
número crezca a buen ritmo.

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Los satélites

Artículo principal: Satélite
natural

Los satélites naturales son astros que giran alrededor de los planetas. El
único satélite natural de la Tierra es la Luna, que es también el satélite
más cercano al sol. A
continuación se enumeran los principales satélites de los planetas del sistema
solar (se incluye en el listado a Plutón,
considerado por la UAI
como un planeta enano).

Tierra: 1 satélite → Luna

Marte: 2 satélites → Fobos, Deimos

Júpiter: 63 satélites → Metis, Adrastea, Amaltea, Tebe, Ío, Europa, Ganimedes, Calisto, Leda, Himalia, Lisitea,
Elara, Ananké, Carm, Pasífae, Sinope...

Saturno: 59 satélites → Pan, Atlas, Prometeo, Pandora, Epimeteo, Jano, Mimas, Encélado, Tetis, Telesto,
Calipso, Dione, Helena, Rea, Titán, Heperión,
Jápeto, Febe...

Urano: 15 satélites → Cordelia, Ofelia, Bianca, Crésida, Desdémona,
Julieta, Porcia,
Rosalinda, Belinda, Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, Oberón.

Neptuno: 8 satélites → Náyade, Thalassa, Despina,
Galatea, Larisa, Proteo, Tritón, Nereida

Plutón: 3 satélites → Caronte, Nix, Hydra

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Asteroides y cometas

Artículos principales: Asteroide y Cometa

En aquellas zonas de la órbita de una estrella en las que, por diversos
motivos, no se ha producido la agrupación de la materia inicial en un único
cuerpo dominante o planeta, aparecen los discos de
asteroides:
objetos rocosos de muy diversos tamaños que orbitan en grandes cantidades en
torno a la estrella, chocando eventualmente entre sí. Cuando las rocas tienen
diámetros inferiores a 50m se denominan meteoroides. A consecuencia
de las colisiones, algunos asteroides pueden variar sus órbitas, adoptando
trayectorias muy excéntricas que periódicamente les acercan la estrella. Cuando
la composición de estas rocas es rica en agua u otros elementos volátiles, el
acercamiento a la estrella y su consecuente aumento de temperatura origina que
parte de su masa se evapore y sea arrastrada por el viento solar, creando una
larga cola de material brillante a medida que la roca se acerca a la estrella.
Estos objetos se denominan cometas. En nuestro sistema solar
hay dos grandes discos de asteroides: uno situado entre las órbitas de Marte y Júpiter,
denominado el Cinturón de
asteroides, y otro mucho más tenue y disperso en los límites del sistema
solar, a aproximadamente un año luz de distancia,
denominado Nube de Oort.

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Indicios de un
comienzo

La teoría
general de la relatividad, que publicó Albert Einstein en 1916, implicaba que el
cosmos se hallaba en expansión o en contracción. Pero este concepto era
totalmente opuesto a la noción de un universo estático, aceptada entonces hasta
por el propio Einstein. De ahí que éste incluyera en sus cálculos lo que
denominó “constante
cosmológica”, ajuste mediante el cual intentaba conciliar su teoría con la
idea aceptada de un universo estático e inmutable. Sin embargo, ciertos
descubrimientos que se sucedieron en los años veinte llevaron a Einstein a decir
que el ajuste que había efectuado a su teoría de la relatividad era el ‘mayor
error de su vida’. Dichos descubrimientos se realizaron gracias a la instalación
de un enorme telescopio de 254 centímetros
en el monte Wilson (California).
Las observaciones formuladas en los años veinte con la ayuda de este instrumento
demostraron que el universo se halla en expansión.

Hasta entonces, los mayores telescopios solo permitían identificar las estrellas de
nuestra galaxia, la Vía
Láctea, y aunque se veían borrones luminosos, llamados nebulosas, por lo
general se tomaban por remolinos de gas existentes en nuestra galaxia. Gracias a
la mayor potencia del telescopio del monte Wilson, Edwin
Hubble logró distinguir estrellas en aquellas nebulosas. Finalmente se
descubrió que los borrones eran lo mismo que la Vía Láctea: galaxias. Hoy se
cree que hay entre 50.000 y 125.000 millones de galaxias, cada una con cientos
de miles de millones de estrellas.

A finales de los años veinte, Hubble también descubrió que las galaxias se
alejan de nosotros, y que lo hacen más velozmente cuanto más lejos se hallan.
Los astrónomos calculan la tasa
de recesión de las galaxias mediante el espectrógrafo,
instrumento que mide el espectro de la luz procedente de los astros. Para ello,
dirigen la luz que
proviene de estrellas lejanas hacia un prisma, que la descompone en los
colores que la integran.

La luz de un objeto es rojiza (fenómeno llamado corrimiento al rojo)
si este se aleja del observador, y azulada
(corrimiento al azul)
si se le aproxima. Cabe destacar que, salvo en el caso de algunas galaxias
cercanas, todas las galaxias conocidas tienen líneas espectrales desplazadas
hacia el rojo. De ahí
infieren los científicos que el universo se expande de forma ordenada. La tasa
de dicha expansión se determina midiendo el grado de desplazamiento al rojo.
¿Qué conclusión se ha extraído de la expansión del cosmos? Pues bien, un
científico invitó al público a analizar el proceso a la inversa —como una
película de la expansión proyectada en retroceso— a fin de observar la historia
primitiva del universo. Visto así, el cosmos parecería estar en recesión o
contracción, en vez de en expansión y retornaría finalmente a un único punto de
origen.

El famoso físico Stephen Hawking concluyó
lo siguiente en su libro Agujeros
negros y pequeños universos (y otros ensayos), editado en 1993: “La ciencia podría afirmar que el
universo tenía que haber conocido un comienzo”. Pero hace años, muchos expertos
rechazaban que el universo hubiese tenido principio. El famoso científico Fred Hoyle
no aceptaba que el cosmos hubiera surgido mediante lo que llamó burlonamente ‘a
big bang’ (una gran explosión).
Uno de los argumentos que esgrimía era que, de haber existido un comienzo tan
dinámico, deberían conservarse residuos de aquel acontecimiento en algún lugar
del universo: tendría que haber radiación
fósil, por así decirlo; una leve luminiscencia
residual.

El diario The New York Times (8
de marzo de 1998) indicó que hacia 1965 “los astrónomos Arno
Penzias y Robert Wilson descubrieron
la omnipresente radiación de fondo:
el destello residual de la explosión
primigenia”. El artículo añadió: “Todo indicaba que la teoría [de la gran
explosión] había triunfado”.

Pero en los años posteriores al hallazgo se formuló esta objeción: Si el
modelo de la gran explosión era correcto, ¿por qué no se habían detectado leves
irregularidades en la radiación? (La formación de las galaxias habría requerido
un universo que contase con zonas más frías y densas que permitieran la fusión
de la materia.) En efecto, los experimentos realizados por Penzias y Wilson
desde la superficie terrestre no revelaban tales irregularidades.

Por esta razón, la NASA lanzó en noviembre de 1989 el
satélite COBE (siglas
de Explorador del Fondo Cósmico, en inglés), cuyos descubrimientos se
calificaron de cruciales. “Las ondas que detectó su radiómetro
diferencial de microondas correspondían a las fluctuaciones que dejaron su
impronta en el cosmos y que hace miles de millones de años llevaron a la
formación de las galaxias.”

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Otros términos

Diferentes palabras se han utilizado a través de la historia para denotar "todo el
espacio", incluyendo los equivalentes y las variantes en varios lenguajes de
"cielos", "cosmos" y "mundo". El macrocosmos también se ha
utilizado para este efecto, aunque está más específicamente definido como un
sistema que refleja a gran escala uno, algunos, o todos estos componentes del
sistema o partes. Similarmente, un microcosmos es un sistema que refleja a
pequeña escala un sistema mucho mayor del que es parte.

Aunque palabras como mundo y sus equivalentes en otros
lenguajes casi siempre se refieren al planeta Tierra, antiguamente se referían
a cada cosa que existía (se podía ver). En ese sentido la utilizaba, por
ejemplo, Copérnico. Algunos lenguajes
utilizan la palabra "mundo" como parte de la palabra "espacio exterior". Un
ejemplo en alemán lo constituye la palabra "Weltraum".[25]

[editar]
Véase también

Ambiplasma

Astrofísica

Astronomía

Big Bang

Big Crunch

Big
Freeze

Big Rip

Cosmología

Cosmología
física

Cosmovisión

Destino
último del Universo

Edad del universo

Estructura
a gran escala del universo

Expansión del
Universo

Forma del Universo

Inflación cósmica

Ley de Hubble

Métrica
de Expansión del Universo

Métrica
FLRW

Microcosmos

Modelo Lambda-CDM

Multiverso

Origen del
Universo

Principio
antrópico

Principio
holográfico

Teoría
del Universo estacionario

Teoría del universo
fecundo

Universal
(metafísica)

Universo oscilante

Universos
paralelos

Teoría
de Multiexplosiones

[editar]
Referencias

↑ Lineweaver,
Charles; Tamara M. Davis (2005). Misconceptions about the Big Bang. Scientific
American. Enlace verificado 31 de marzo de 2008.

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Universe: Theory and Observations» Proceedings de la Escuala de
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05-01-2007.

↑
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↑ Gary Hinshaw
(10 de Febrero de 2006). NASA WMAP (ed.): «What is
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↑ La
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↑ Difference in
direct charge-parity violation between charged and neutral B meson
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↑ Ciencia Kanija » Nueva teoría del Universo encaja dos de los
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↑ Belle Dumé (16
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↑ (2004) Sus modelos son
especulativos pero utilizan los métodos de la física de la Royal Astronomical
Society (vol. 347). Consultado el 09-01-2007.

↑ Albert Einstein
(1952). Relativity: The Special and the General Theory (Fifteenth
Edition), ISBN
0-517-88441-0.

[editar]
Enlaces externos

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célebres de o sobre Universo. Wikiquote

Wikcionario

Wikcionario tiene
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Proyecto Celestia Actividad Educativa "El Universo" dirigida
a alumnos de Secundaria, Bachillerato o aficionados a la astronomía en general

Alemañ Berenguer, Rafael Andrés (2001) Tras los Secretos del
Universo ISBN
84-95495-08-2

Vídeos sobre el Universo: Biblioteca audiovisual sobre el
Cosmos.

En inglés:

El
Universo de Stephen Hawking - ¿Por qué el Universo es así?

Richard Powell: Un Atlas del Universo - imágenes en
varias escalas, con explicaciones.

Cosmos - una "revista dimensional ilustrada desde el microcosmos
al macrocosmos"

Edad del Universo en Space.Com

Mi Así-Llamado Universo argumentos a favor y en contra de
universos paralelos e infinitos

Universos
paralelos por Max Tegmark

Mapas
logarítmicos del Universo

http://setiathome.ssl.berkeley.edu/

Universo - Centro de Información Espacial por
Exploreuniverse.com

Número de Galaxias en el Universo

Tamaño del Universo en Space.Com

Ilustración comparando los tamaños de los planetas, el sol y
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