ARTICULO SOBRE EL UNIVERSOhttp://www.astromia.com/astronomia/universo.htmEn 1929 el astrnomo Edwin Hubble descubri que las velocidades de alejamiento o recesin de las galaxias aumentaban con el crecimiento de sus distancias.

Este descubrimiento dio origen a la teora cosmolgica del Big Bang, que parte de la hiptesis de que toda la materia del Universo estaba concentrada en una esfera indefinida y que, tras la explosin de sta, comenz a expandirse, creando el binomio espacio-tiempo. Hoy, esta teoria, aunque con matices, es generalmente aceptada por la comunidad cientfica.La expansin continuara actualmente y es la que los astrnomos miden bajo la forma de desplazamiento hacia el rojo de las bandas espectrales de los lejanos objetos galcticos.Los fsicos ordenan el Universo en una jerarqua de escalas o tamaos cada vez menores. La descripcin de los procesos en cada nivel es una generalizacin de los procesos que tienen lugar en su nivel inferior. Las leyes fundamentales de la Fsica son vlidas (o deberan serlo) para todas las escalas de organizacin de la materia.Nuestra galaxia, la Va Lctea

La Va Lctea es la proyeccin, sobre la esfera celeste, de uno de los brazos espirales de la galaxia de la cual nosotros formamos parte, que toma, por extensin, el mismo nombre. Es una agrupacin de unos 100.000 millones de estrellas en forma de espiral o girndula, cuyas dimensiones se estiman en torno a los 100.000 aos-luz y cuyo disco central tiene un tamao de 16.000 aos-luz.La Va Lctea, tambin llamada Camino de Santiago, puede observarse a simple vista como una banda de luz que recorre el firmamento nocturno, que Demcrito ya atribuy a un conjunto de estrellas innumerables tan cercanas entre s que resultan indistinguibles. En 1610 Galileo, usando por primera vez el telescopio, confirm la observacin de Demcrito. Hacia 1773 Herschel, contando las estrellas que observaba en el firmamento, construy una imagen de la Via Lctea como un disco estelar dentro del cual la Tierra se encuentra inmersa, pero no pudo calcular su tamao. En 1912 la astrnoma H. Leavitt descubri la relacin entre el periodo y la luminosidad de las estrellas llamadas variables cefeidas, lo que le permiti medir las distancias de los cmulos globulares.Varios aos despus Shapley demostr que los cmulos estn distribuidos con estructura ms o menos esfrica alrededor del centro del disco, en lo que denomin el halo galctico. Tambin mostr que ste no est centrado en el Sol, sino en un punto distante del disco en la direccin de la constelacin de Sagitario, donde situ correctamente el centro de la galaxia.Todas las estrellas que componen la Va lctea estn rotando alrededor del ncleo, que se cree que puede contar en su interior con un agujero negro. Las observaciones astronmicas referidas a galaxias distantes muestran que la velocidad de rotacin del Sol alrededor de la galaxia es de unos 250 km/s, empleando aproximadamente 250 millones de aos en realizar una revolucin completa. Las estrellas prximas al Sol realizan una rbita relativamente parecida, pero las ms cercanas al centro de la galaxia giran ms rpido, hecho que se conoce como rotacin diferencial.La edad de la Va Lctea se estima en unos 13 mil millones de aos, dato que se desprende del estudio de los cmulos globulares y que concuerda con el resultado obtenido por los gelogos en su estudio de la desintegracin radiactiva de ciertos minerales terrestres.EL Polvo Csmico Segn las teoras astronmicas actuales, las galaxias tuvieron su origen en grandes conglomerados de gas y polvo csmico que giraban lentamente, fragmentndose en vrtices turbulentos y condensndose en estrellas.En algunas regiones donde la formacin de estrellas fue muy activa, casi todo el polvo y el gas fue a parar a una estrella u otra. Poco o nada de este material qued en el espacio intermedio.

Esto es cierto para los cmulos globulares, las galaxias elpticas y el ncleo central de las galaxias espirales.

Dicho proceso fue mucho menos eficaz en las afueras de las galaxias espirales. Las estrellas se formaron en nmeros mucho menores y sobr mucho polvo y mucho gas. Nosotros, los habitantes de la Tierra, nos encontramos en los brazos espirales de nuestra galaxia y vemos las manchas oscuras que proyectan las nubes de polvo contra el resplandor de la Va Lctea. El centro de nuestra propia galaxia queda completamente oscurecido por tales nubes.

El material de que est formado el universo consiste en su mayor parte en hidrgeno y helio. Los tomos de helio no tienen ninguna tendencia a juntarse Los de hidrgeno s, pero slo en parejas, formando molculas de hidrgeno (H2). Quiere decirse que la mayor parte del material que flota entre las estrellas consiste en pequeos tomos de helio o en pequeos tomos y molculas de hidrgeno. Todo ello constituye el gas interestelar, que forma la mayor parte de la materia entre las estrellas.

El polvo interestelar (o polvo csmico) que se halla presente en cantidades mucho ms pequeas, se compone de partculas diminutas, pero mucho ms grandes que tomos o molculas, y por tanto deben contener tomos que no son ni de hidrgeno ni de helio.

La energa de las estrellasLas estrellas emiten energa de diferentes maneras:

1. En forma de fotones de radiacin electromagntica carentes de masa, desde los rayos gamma ms energticos a las ondas radioelctricas menos energticas (incluso la materia fra radia fotones; cuanto ms fra es la materia, tanto ms dbiles son los fotones). La luz visible es parte de esta clase de radiacin.

2. En forma de otras partculas sin masa, como son los neutrinos y los gravitones.

3. En forma de partculas cargadas de alta energa, principalmente protones, pero tambin cantidades menores de diversos ncleos atmicos y otras clases de partculas. Son los rayos csmicos.

Todas estas partculas emitidas (fotones, neutrinos, gravitones, protones, etc.) son estables mientras se hallen aisladas en el espacio. Pueden viajar miles de millones de aos sin sufrir ningn cambio, al menos por lo que sabemos.

As pues, todas estas partculas radiadas sobreviven hasta el momento (por muy lejano que sea) en que chocan contra alguna forma de materia que las absorbe. En el caso de los fotones sirve casi cualquier clase de materia. Los protones energticos son ya ms difciles de parar y absorber, y mucho ms difciles an los neutrinos. En cuanto a los gravitones, poco es lo que se sabe hasta ahora.Supongamos ahora que el universo slo consistiese en estrellas colocadas en una configuracin invariable. Cualquier partcula emitida por una estrella viajara por el espacio hasta chocar contra algo (otra estrella) y ser absorbida. Las partculas viajaran de una estrella a otra y, a fin de cuentas, cada una de ellas recuperara toda la energa que haba radiado. Parece entonces que el universo debera continuar inmutable para siempre.

El hecho de que no sea as es consecuencia de tres cosas:

1. El universo no consta slo de estrellas sino que contiene una cantidad importante de materia fra, desde grandes planetas hasta polvo interestelar. Cuando esta materia fra frena a una partcula, la absorbe y emite a cambio partculas menos energticas. Lo cual significa que en definitiva la temperatura de la materia fra aumenta con el tiempo, mientras que el contenido energtico de las estrellas disminuye.

2. Algunas de las partculas (neutrinos y gravitones, por ejemplo) emitidas por las estrellas y tambin por otras formas de materia tienen una tendencia tan pequea a ser absorbidas por stas que desde que existe el universo slo han sido absorbidas un porcentaje diminuto de ellas. Lo cual equivale a decir que la fraccin de la energa total de las estrellas que pulula por el espacio es cada vez mayor y que el contenido energtico de las estrellas disminuye.

3. El universo est en expansin. Cada ao es mayor el espacio entre las galaxias, de modo que incluso partculas absorbibles, como los protones y los fotones, pueden viajar por trmino medio distancias mayores antes de chocar contra la materia y ser absorbidas. Esta es otra razn de que cada ao sea menor la energa absorbida por las estrellas en comparacin con la emitida, porque hace falta una cantidad extra de energa para llenar ese espacio adicional, producido por la expansin, con partculas energticas y hasta entonces no absorbidas.

3. Esta ltima razn es suficiente por s misma. Mientras el universo siga en expansin, continuar enfrindose. Naturalmente, cuando el universo comience a contraerse de nuevo (suponiendo que lo haga) la situacin ser la inversa y empezar a calentarse otra vez.