universo en su resplendor

7/25/2019 Universo en su resplendor

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Para otros usos de este trmino, vase Universo (desambiguacin) .

Universo

La imagen de luz visible ms profunda delcosmos, el CampoUltra Profundo del Hubble.

Edad 13 700120 millones de aos

Dimetro Al menos 93 000 millonesdeaos luz

Masa (materia ordinaria) Al menos 1053 kg

Densidad media 4,5x1031 g/cm3

Temperatura media 2,72548 K

Contenidos principales Materia ordinaria(barinica) (4,9 %)Materia oscura (26,8 %)

Energa oscura (68,3 %)

Forma Plano, con un margen de error de0,4 %

V
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D E

Cosmologa fsica

Radiacin de fondo de microondas

Artculos

Universoprimitivo

Teora del Big Bang Inflacincsmica Nucleosntesis primordial

Expansin Expansin mtrica del espacio Expansinacelerada del Universo Ley deHubble Corrimiento al rojo

Estructura Forma del universo Espacio-tiempo Universoobservable Universo Materiaoscura Energa oscura

Experimentos Planck (satlite) WMAP COBE

Cientficos Albert Einstein Edwin Hubble GeorgesLematre Stephen Hawking GeorgeGamow

Portales

Principal Cosmologa

Otros Fsica Astronoma Exploracinespacial Sistema Solar

El universo es la totalidad del espacio y del tiempo, de todas las formas de la materia, laenerga y el impulso, y las leyes y constantes fsicas que las gobiernan. Sin embargo, eltrmino tambin se utiliza en sentidos contextuales ligeramente diferentes y alude aconceptos como cosmos , mundo o naturaleza .1 Su estudio, en las mayores escalas, es elobjeto de la cosmologa, disciplina basada en la astronoma y la fsica, en la cual sedescriben todos los aspectos de este universo con sus fenmenos.
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La ciencia modeliza el universo como un sistema cerrado quecontiene energa y materia adscritas al espacio-tiempo y que se rige fundamentalmentepor principios causales . Basndose en observaciones del universo observable, los fsicosintentan describir el continuo espacio-tiempo en que nos encontramos, junto con toda la

materia y energa existentes en l.Los experimentos sugieren que el universo se ha regido por las mismas leyes fsicas,constantes a lo largo de su extensin e historia. Es homogneo e isotrpico. La fuerzadominante en distancias csmicas es la gravedad , y la relatividad general es actualmentela teora ms exacta para describirla. Las otras tres fuerzas fundamentales , y las partculasen las que actan, son descritas por el modelo estndar .

El universo tiene por lo menos tres dimensiones de espacio y una de tiempo, aunqueexperimentalmente no se pueden descartar dimensiones adicionales. El espacio-

tiempo parece estar conectado de forma sencilla, y el espacio tiene una curvaturamedia muy pequea o incluso nula, de manera que la geometra euclidiana es, comonorma general, exacta en todo el universo.

La teora actualmente ms aceptada sobre la formacin del universo, fue teorizada por elcannigo belga Lematre, a partir de las ecuaciones de Albert Einstein. Lemaitre concluy(en oposicin a lo que pensaba Einstein), que el universo no era estacionario, que eluniverso tena un origen. Es el modelo del Big Bang, que describe la expansin delespacio-tiempo a partir de una singularidad espaciotemporal. El universo experiment unrpido periodo de inflacin csmica que arras todas las irregularidades iniciales. A partirde entonces el universo se expandi y se convirti en estable, ms fro y menos denso.Las variaciones menores en la distribucin de la masa dieron como resultado lasegregacin fractal en porciones, que se encuentran en el universo actual como cmulosde galaxias.

Las observaciones astronmicas indican que el universo tiene una edad de 13 730120millones de aos (entre 13 610 y 13 850 millones de aos) y por lo menos 93 000 millonesde aos luz de extensin .2

Debido a que, segn la teora de la relatividad especial, la materia no puede moverse auna velocidad superior a la velocidad de la luz, puede parecer paradjico quedos objetos del universo puedan haberse separado 93 000 millones de aos luz en untiempo de nicamente 13 000 millones de aos; sin embargo, esta separacin no entra enconflicto con la teora de la relatividad general, ya que esta solo afecta al movimiento enel espacio, pero no al espacio mismo, que puede extenderse a un ritmo superior, nolimitado por la velocidad de la luz. Por lo tanto, dos galaxias pueden separarse una de laotra ms rpidamente que la velocidad de la luz si es el espacio entre ellas el que sedilata.

Observaciones recientes han demostrado que esta expansin se est acelerando , y que lamayor parte de la materia y laenerga en el universo son las denominadas materia
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oscura y energa oscura , la materia ordinaria (barionica), solo representara algo ms del5 % del total.3

Las mediciones sobre la distribucin espacial y el desplazamiento hacia el rojo (redshift ) degalaxias distantes, la radiacin csmica de fondo de microondas, y los porcentajesrelativos de los elementos qumicos ms ligeros, apoyan la teora de la expansin delespacio, y ms en general, la teora del Big Bang, que propone que el universo en s secre en un momento especfico en el pasado.

En cuanto a su destino final, las pruebas actuales parecen apoyar las teoras de laexpansin permanente del universo (Big Freeze o Big Rip , Gran Desgarro), que nos indicaque la expansin misma del espacio, provocar que llegar un punto en que los tomosmismos se separarn en partculas subatmicas. Otros futuros posibles que se barajaron,especulaban que l amateria oscura podra ejercer la fuerza de gravedad suficiente para

detener la expansin y hacer que toda la materia se comprima nuevamente; algo a lo quelos cientficos denominan el Big Crunch o la Gran Implosin, pero las ltimasobservaciones van en la direccin del gran desgarro.

ndice[ocultar ]

1Porcin observable 2Evolucin

o 2.1Teora sobre el origen y la formacin del Universo (Big Bang ) o 2.2Sopa primigenia o 2.3Protogalaxias o 2.4Destino final

2.4.1Big Crunch o la Gran Implosin 2.4.2Big Rip o Gran Desgarramiento

3Descripcin fsica o 3.1Tamao o 3.2Forma o 3.3Color o 3.4Homogeneidad e isotropa o 3.5Composicin o 3.6Estructura cuntica o 3.7Multiversos o 3.8El universo, una ilusin?

4Estructuras agregadas del universo o 4.1Las galaxias o 4.2Formas de galaxias

4.2.1Galaxias elpticas 4.2.2Galaxias lenticulares 4.2.3Galaxias espirales 4.2.4Galaxia espiral barrada 4.2.5Galaxias irregulares

o 4.3La Va Lctea o 4.4Las constelaciones o

4.5Las estrellas o 4.6Los planetas o 4.7Los satlites
https://es.wikipedia.org/wiki/Materia_oscurahttps://es.wikipedia.org/wiki/Materia_oscurahttps://es.wikipedia.org/wiki/Energ%C3%ADa_oscurahttps://es.wikipedia.org/wiki/Energ%C3%ADa_oscurahttps://es.wikipedia.org/wiki/Energ%C3%ADa_oscurahttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#cite_note-3https://es.wikipedia.org/wiki/Universo#cite_note-3https://es.wikipedia.org/wiki/Universo#cite_note-3https://es.wikipedia.org/wiki/Corrimiento_al_rojohttps://es.wikipedia.org/wiki/Corrimiento_al_rojohttps://es.wikipedia.org/wiki/Corrimiento_al_rojohttps://es.wikipedia.org/wiki/Radiaci%C3%B3n_de_fondo_de_microondashttps://es.wikipedia.org/wiki/Radiaci%C3%B3n_de_fondo_de_microondashttps://es.wikipedia.org/wiki/Radiaci%C3%B3n_de_fondo_de_microondashttps://es.wikipedia.org/wiki/Elemento_qu%C3%ADmicohttps://es.wikipedia.org/wiki/Elemento_qu%C3%ADmicohttps://es.wikipedia.org/wiki/Elemento_qu%C3%ADmicohttps://es.wikipedia.org/wiki/Big_Freezehttps://es.wikipedia.org/wiki/Big_Freezehttps://es.wikipedia.org/wiki/Big_Freezehttps://es.wikipedia.org/wiki/Big_Riphttps://es.wikipedia.org/wiki/Big_Riphttps://es.wikipedia.org/wiki/Big_Riphttps://es.wikipedia.org/wiki/Materia_oscurahttps://es.wikipedia.org/wiki/Materia_oscurahttps://es.wikipedia.org/wiki/Materia_oscurahttps://es.wikipedia.org/wiki/Teor%C3%ADa_del_Big_Crunchhttps://es.wikipedia.org/wiki/Teor%C3%ADa_del_Big_Crunchhttps://es.wikipedia.org/wiki/Teor%C3%ADa_del_Big_Crunchhttps://es.wikipedia.org/wiki/Universohttps://es.wikipedia.org/wiki/Universohttps://es.wikipedia.org/wiki/Universohttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Porci.C3.B3n_observablehttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Porci.C3.B3n_observablehttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Evoluci.C3.B3nhttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Evoluci.C3.B3nhttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Teor.C3.ADa_sobre_el_origen_y_la_formaci.C3.B3n_del_Universo_.28Big_Bang.29https://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Teor.C3.ADa_sobre_el_origen_y_la_formaci.C3.B3n_del_Universo_.28Big_Bang.29https://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Teor.C3.ADa_sobre_el_origen_y_la_formaci.C3.B3n_del_Universo_.28Big_Bang.29https://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Teor.C3.ADa_sobre_el_origen_y_la_formaci.C3.B3n_del_Universo_.28Big_Bang.29https://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Sopa_primigeniahttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Sopa_primigeniahttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Protogalaxiashttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Protogalaxiashttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Destino_finalhttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Destino_finalhttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Big_Crunch_o_la_Gran_Implosi.C3.B3nhttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Big_Crunch_o_la_Gran_Implosi.C3.B3nhttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Big_Crunch_o_la_Gran_Implosi.C3.B3nhttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Big_Crunch_o_la_Gran_Implosi.C3.B3nhttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Big_Rip_o_Gran_Desgarramientohttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Big_Rip_o_Gran_Desgarramientohttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Big_Rip_o_Gran_Desgarramientohttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Big_Rip_o_Gran_Desgarramientohttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Descripci.C3.B3n_f.C3.ADsicahttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Descripci.C3.B3n_f.C3.ADsicahttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Tama.C3.B1ohttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Tama.C3.B1ohttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Formahttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Formahttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Colorhttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Colorhttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Homogeneidad_e_isotrop.C3.ADahttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Homogeneidad_e_isotrop.C3.ADahttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Composici.C3.B3nhttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Composici.C3.B3nhttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Estructura_cu.C3.A1nticahttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Estructura_cu.C3.A1nticahttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Multiversoshttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Multiversoshttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#El_universo.2C_.C2.BFuna_ilusi.C3.B3n.3Fhttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#El_universo.2C_.C2.BFuna_ilusi.C3.B3n.3Fhttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Estructuras_agregadas_del_universohttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Estructuras_agregadas_del_universohttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Las_galaxiashttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Las_galaxiashttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Formas_de_galaxiashttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Formas_de_galaxiashttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Galaxias_el.C3.ADpticashttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Galaxias_el.C3.ADpticashttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Galaxias_lenticulareshttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Galaxias_lenticulareshttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Galaxias_espiraleshttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Galaxias_espiraleshttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Galaxia_espiral_barradahttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Galaxia_espiral_barradahttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Galaxias_irregulareshttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Galaxias_irregulareshttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#La_V.C3.ADa_L.C3.A1cteahttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#La_V.C3.ADa_L.C3.A1cteahttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Las_constelacioneshttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Las_constelacioneshttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Las_estrellashttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Las_estrellashttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Los_planetashttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Los_planetashttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Los_sat.C3.A9liteshttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Los_sat.C3.A9liteshttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Los_sat.C3.A9liteshttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Los_planetashttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Las_estrellashttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Las_constelacioneshttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#La_V.C3.ADa_L.C3.A1cteahttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Galaxias_irregulareshttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Galaxia_espiral_barradahttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Galaxias_espiraleshttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Galaxias_lenticulareshttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Galaxias_el.C3.ADpticashttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Formas_de_galaxiashttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Las_galaxiashttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Estructuras_agregadas_del_universohttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#El_universo.2C_.C2.BFuna_ilusi.C3.B3n.3Fhttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Multiversoshttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Estructura_cu.C3.A1nticahttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Composici.C3.B3nhttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Homogeneidad_e_isotrop.C3.ADahttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Colorhttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Formahttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Tama.C3.B1ohttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Descripci.C3.B3n_f.C3.ADsicahttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Big_Rip_o_Gran_Desgarramientohttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Big_Crunch_o_la_Gran_Implosi.C3.B3nhttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Destino_finalhttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Protogalaxiashttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Sopa_primigeniahttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Teor.C3.ADa_sobre_el_origen_y_la_formaci.C3.B3n_del_Universo_.28Big_Bang.29https://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Evoluci.C3.B3nhttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#Porci.C3.B3n_observablehttps://es.wikipedia.org/wiki/Universohttps://es.wikipedia.org/wiki/Teor%C3%ADa_del_Big_Crunchhttps://es.wikipedia.org/wiki/Materia_oscurahttps://es.wikipedia.org/wiki/Big_Riphttps://es.wikipedia.org/wiki/Big_Freezehttps://es.wikipedia.org/wiki/Elemento_qu%C3%ADmicohttps://es.wikipedia.org/wiki/Radiaci%C3%B3n_de_fondo_de_microondashttps://es.wikipedia.org/wiki/Corrimiento_al_rojohttps://es.wikipedia.org/wiki/Universo#cite_note-3https://es.wikipedia.org/wiki/Energ%C3%ADa_oscurahttps://es.wikipedia.org/wiki/Materia_oscura


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o 4.8Asteroides y cometas 5Indicios de un comienzo 6Otros trminos 7Vase tambin 8Referencias

9Enlaces externos

Porcin observable [editar ] Artculo principal: Universo observable

Los cosmlogos tericos y astrofsicos utilizan de manera diferente el trmino universo ,designando bien el sistema completo o nicamente una parte de l .4 Segn el convenio delos cosmlogos, el trmino universo se refiere frecuentemente a la parte finita del espacio-tiempo que es directamente observable utilizando telescopios, otros detectores, ymtodos fsicos, tericos y empricos para estudiar los componentes bsicos del universo y

sus interacciones. Los fsicos cosmlogos asumen que la parte observable delespacio comvil (tambin llamado nuestro universo) corresponde a una parte de unmodelo del espacio entero y normalmente no es el espacio entero. Frecuentemente seutiliza el trminoel universo como ambas: la parte observable del espacio-tiempo, o elespacio-tiempo entero.

Algunos cosmlogos creen que el universo observable es una parte extremadamentepequea del universo entero realmente existente, y que es imposible observar todo elespacio comvil. 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 est cerca detener el mismo tamao que todo el espacio. La pregunta sigue debatindose .5 6 Si unaversin del escenario de la inflacin csmica es correcta, entonces aparentemente nohabra manera de determinar si el universo es finito o infinito. En el caso del universoobservable, este puede ser solo una mnima porcin del universo existente, y porconsiguiente puede ser imposible saber realmente si el universo est siendocompletamente observado.

Evolucin [editar ]

Teora sobre el origen y la formacin del Universo (Big Bang )[editar ] Artculo principal: Teora del Big Bang

El hecho de que el universo est en expansin se deriva de las observacionesdel corrimiento al rojo realizadas en la dcada de 1920 y que se cuantifican por la ley deHubble. Dichas observaciones son la prediccin experimental del modelo de Friedmann-Robertson-Walker , que es una solucin de las ecuaciones de campo de Einstein delarelatividad general, que predicen el inicio del universo mediante un big bang.

El "corrimiento al rojo" es un fenmeno observado por los astrnomos, que muestra una

relacin directa entre la distancia de un objeto remoto (como una galaxia) y la velocidadcon la que este se aleja. Si esta expansin ha sido continua a lo largo de la vida del
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universo, entonces en el pasado estos objetos distantes que siguen alejndose tuvieronque estar una vez juntos. Esta idea da pie a la teora del Big Bang ; el modelo dominanteen la cosmologa actual.

Durante la era ms temprana del Big Bang , se cree que el universo era un caliente ydenso plasma. Segn avanz la expansin, la temperatura decreci hasta el punto en quese pudieron formar los tomos. En aquella poca, la energa de fondo se desacopl de lamateria y fue libre de viajar a travs del espacio. La energa remanente continuenfrindose al expandirse el universo y hoy forma el fondo csmico de microondas. Estaradiacin de fondo es remarcablemente uniforme en todas direcciones, circunstancia quelos cosmlogos han intentado explicar como reflejo de un periodo temprano de inflacincsmica despus del Big Bang .

El examen de las pequeas variaciones en el fondo de radiacin de microondas

proporciona informacin sobre la naturaleza del universo, incluyendo la edad ycomposicin. Laedad del universo desde el Big Bang , de acuerdo a la informacin actualproporcionada por el WMAP de la NASA, se estima en unos 13.700 millones de aos, conun margen de error de un 1 % (137 millones de aos). Otros mtodos de estimacinofrecen diferentes rangos de edad, desde 11 000 millones a 20 000 millones.

Sopa primigenia[editar ]

Hasta hace poco, la primera centsima de segundo era ms bien un misterio, impidiendo alos cientficos describir exactamente cmo era el universo. Los nuevos experimentos enel RHIC, en el Brookhaven National Laboratory, han proporcionado a los fsicos una luz enesta cortina de alta energa, de tal manera que pueden observar directamente los tipos decomportamiento que pueden haber tomado lugar en ese instante .7

En estas energas, los quarks que componen los protones y los neutrones no estaban juntos, y una mezcla densa supercaliente de quarks y gluones, con algunos electrones, eratodo lo que poda existir en los microsegundos anteriores a que se enfriaran lo suficientepara formar el tipo de partculas de materia que observamos hoy en da .8

Protogalaxias [editar ] Artculo principal: Protogalaxia

Los rpidos avances acerca de lo que pas despus de la existencia de la materia aportanmucha informacin sobre la formacin de las galaxias. Se cree que las primeras galaxiaseran dbiles "galaxias enanas " que emitan tanta radiacin que separaran los tomosgaseosos de sus electrones. Este gas, a su vez, se estaba calentando y expandiendo, ytena la posibilidad de obtener la masa necesaria para formar las grandes galaxias queconocemos hoy.9 10

Destino final[editar ] Artculo principal: Destino ltimo del Universo
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El destino final del universo tiene diversos modelos que explican lo que suceder enfuncin de diversos parmetros y observaciones. De acuerdo con la teora general de larelatividad el destino final ms probable depender del valor autntico de la densidad demateria, en funcin de ese parmetro se barajan dos tipos de finales:

El Big Crunch (Gran Implosin) que suceder si el universo tiene una densidad demateria por encima de la densidad crtica, al punto de que sea capaz de decelerar suexpansin hasta detenerla y llegar a invertirla. As la materia recondensara en unagran implosin guiada por la gravedad.

El Big Rip (Gran desgarramiento) que sucer si eventualmente la densidad est pordebajo de un valor crtico, los cmulos de galaxias acabaran acercndose y formandograndes agujeros negros, del tipo que se supone existe en el centro de muchasgalaxias. Esos agujeros negros pueden considerarse como un rasgado o

desgarramiento del espacio-tiempo.A partir de los aos 1990 se comprob que el universo parece tener una expansinacelerada , hecho que dentro de la relatividad general solo es explicable acudiendo a unmecanismo de tipo constante cosmolgica . No se conoce si ese hecho puede dar lugar aun tercer tipo de final.

Big Crunch o la Gran Implosin[editar ] Artculo principal: Big Crunch

Es 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]

Si el universo es suficientemente denso, es posible que la fuerza gravitatoria de toda esamateria pueda finalmente detener la expansin inicial, de tal manera que el universovolvera a contraerse, las galaxias empezaran a retroceder, y con el tiempo colisionaranentre s. La temperatura se elevara, y el universo se precipitara hacia un destinocatastrfico en el que quedara reducido nuevamente a un punto.

Algunos fsicos han especulado que despus se formara otro universo, en cuyo caso serepetira el proceso. A esta teora se la conoce como la teora del universo oscilante.

Hoy en da esta hiptesis parece incorrecta, pues a la luz de los ltimos datosexperimentales, el Universo se est expandiendo cada vez ms rpido.

Big Rip o Gran Desgarramiento [editar ] Artculo principal: Big Rip

El Gran Desgarramiento o Teora de la Eterna Expansin , llamado en ingls Big Rip,es una hiptesis cosmolgica sobre el destino ltimo del universo . Este posible destino

final del universo depende de la cantidad de energa oscura existente en el Universo. Si el
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universo contiene suficiente energa oscura, podra acabar en un desgarramiento de toda

la materia .

El valor clave es w, la razn entre la presin de la energa oscura y su densidadenergtica . A w < -1, el universo acabara por ser desgarrado. Primero, las galaxias sesepararan entre s, luego la gravedad sera demasiado dbil para mantener integradacada galaxia. Los sistemas planetarios perderan su cohesin gravitatoria. En los ltimosminutos, se desbaratarn estrellas y planetas , y los tomos sern destruidos.

Los autores de esta hiptesis calculan que el fin del tiempo ocurrira aproximadamente3,51010 aos despus del Big Bang, es decir, dentro de 2,010 10 aos.

Una modificacin de esta teora denominada Big Freeze , aunque pocoaceptada, [cita requerida ] afirma que el universo continuara su expansin sin provocar un BigRip .

Descripcin fsica [editar ] Tamao [editar ]

Artculo principal: Universo observable

Muy poco se conoce con certeza sobre el tamao del universo. Puede tener una longitudde billones de aos luz o incluso tener un tamao infinito11 . Un artculo de 200312diceestablecer una cota inferior de 24 gigaparsecs (78 000 millones de aos luz) para eltamao del universo, pero no hay ninguna razn para creer que esta cota est de alguna

manera muy ajustada (Vase forma del Universo ).El universo observable (o visible ), que consiste en toda la materia y energa que podahabernos afectado desde el Big Bang dada la limitacin de la velocidad de la luz, esciertamente finito. La distancia comvil al extremo del universo visible ronda los 46.500millones de aos luz en todas las direcciones desde la Tierra. As, el universo visible sepuede considerar como una esfera perfecta con la Tierra en el centro, y un dimetro deunos 93 000 millones de aos luz .13 Hay que notar que muchas fuentes han publicado unaamplia variedad de cifras incorrectas para el tamao del universo visible: desde 13 700hasta 180 000 millones de aos luz. (Vase universo observable ).

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

Anteriormente, el modelo de universo ms comnmente aceptado era el propuestopor Albert Einstein en su Relatividad General, en la que propone un universo "finito peroilimitado", es decir, que a pesar de tener un volumen medible no tiene lmites, de formaanloga a la superficie de una esfera, que es medible pero ilimitada. Esto era propio de un

universo esfrico. Hoy, gracias a las ltimas observaciones realizadas por el WMAP de la
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idad_energ%C3%A9ticahttps://es.wikipedia.org/wiki/Raz%C3%B3n_(matem%C3%A1ticas)https://es.wikipedia.org/wiki/Materia


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NASA, se sabe que tiene forma plana. Aunque no se descarta un posible universo planocerrado sobre s mismo.

Forma[editar ] Artculos principales: Forma del Universo y Estructura a gran escala del universo .

Universum , Grabado Flammarion,xilografa, publicada en Pars 1888.

Una pregunta importante abierta en cosmologa es la forma del universo.Matemticamente, qu 3-variedad representa mejor la parte espacial del universo?

Si el universo es espacialmente plano , se desconoce si las reglas de la geometraEuclidiana sern vlidas a mayor escala. Actualmente muchos cosmlogos creen que elUniverso observable est muy cerca de ser espacialmente plano, con arrugas localesdonde los objetos masivos distorsionan el espacio-tiempo, de la misma forma que lasuperficie de un lago es casi plana. Esta opinin fue reforzada por los ltimos datosdel WMAP, mirando hacia las "oscilaciones acsticas" de las variaciones de temperaturaen la radiacin de fondo de microondas.14

Por otra parte, se desconoce si el universo es conexo. El universo no tiene cotasespaciales de acuerdo al modelo estndar del Big Bang, pero sin embargo debe serespacialmente finito (compacto). Esto se puede comprender utilizando una analoga endos dimensiones: la superficie de una esfera no tiene lmite, pero no tiene un rea infinita.Es una superficie de dos dimensiones con curvatura constante en una tercera dimensin.La 3-esfera es un equivalente en tres dimensiones en el que las tres dimensiones estnconstantemente curvadas en una cuarta.

Si el universo fuese compacto y sin cotas, sera posible, despus de viajar una distanciasuficiente, volver al punto de partida. As, la luz de las estrellas y galaxias podra pasar atravs del universo observable ms de una vez. Si el universo fuese mltiplemente conexoy suficientemente pequeo (y de un tamao apropiado, tal vez complejo) entoncesposiblemente se podra ver una o varias veces alrededor de l en alguna (o todas)direcciones. Aunque esta posibilidad no ha sido descartada, los resultados de las ltimasinvestigaciones de la radiacin de fondo de microondas hacen que esto parezcaimprobable.

Color [editar ] Caf con leche csmico, el color del universo.
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Histricamente se ha credo que el Universo es de color negro, pues es lo que observamosal momento de mirar al cielo en las noches despejadas. En 2002, sin embargo, losastrnomos Karl Glazebrook e Ivan Baldry afirmaron en un artculo cientfico que eluniverso en realidad es de un color que decidieron llamar caf con leche csmico.15 16 Este

estudio se bas en la medicin del rango espectral de la luz proveniente de un granvolumen del Universo, sintetizando la informacin aportada por un total de ms de200.000 galaxias.

Homogeneidad e isotropa[editar ]

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

Mientras que la estructura est considerablemente fractalizada a nivel local (ordenada enuna jerarqua de racimo), en los rdenes ms altos de distancia el universo es muyhomogneo. A estas escalas la densidad del universo es muy uniforme, y no hay unadireccin preferida o significativamente asimtrica en el universo. Esta homogeneidade isotropa es un requisito de la Mtrica de Friedman-Lematre-Robertson-Walker empleada en los modelos cosmolgicos modernos .17

La cuestin de la anisotropa en el universo primigenio fue significativamente contestadapor el WMAP, que busc fluctuaciones en la intensidad del fondo de microondas .18 Lasmedidas de esta anisotropa han proporcionado informacin til y restricciones sobre laevolucin del Universo.

Hasta el lmite de la potencia de observacin de los instrumentos astronmicos, los objetosirradian y absorben la energa de acuerdo a las mismas leyes fsicas a como lo hacen ennuestra propia galaxia.19 Basndose en esto, se cree que las mismas leyes y constantesfsicas son universalmente aplicables a travs de todo el universo observable. No se ha

encontrado ninguna prueba confirmada que muestre que las constantes fsicas hayanvariado desde el Big Bang .20

Composicin[editar ]

El universo observable actual parece tener un espacio-tiempo geomtricamente plano,conteniendo una densidad masa-energa equivalente a 9,9 10 30 gramos por centmetrocbico. Los constituyentes primarios parecen consistir en un 73 % de energa oscura , 23 %de materia oscura fra y un 4 % de tomos. As, la densidad de los tomos equivaldra a unncleo de hidrgeno sencillo por cada cuatro metros cbicos de volumen.21 La naturalezaexacta de la energa oscura y la materia oscura fra sigue siendo un misterio. Actualmentese especula con que el neutrino, (una partcula muy abundante en el universo), tenga,
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aunque mnima, una masa. De comprobarse este hecho, podra significar que la energa yla materia oscura no existen.

Durante las primeras fases del Big Bang , se cree que se formaron las mismas cantidadesde materia y antimateria. Materia y antimateria deberan eliminarse mutuamente al entraren contacto, por lo que la actual existencia de materia (y la ausencia de antimateria)supone una violacin de la simetra CP (Vase Violacin CP ), por lo que puede ser que laspartculas y las antipartculas no tengan propiedades exactamente iguales o simtricas ,22 opuede que simplemente las leyes fsicas que rigen el universo favorezcan la supervivenciade la materia frente a la antimateria.23 En este mismo sentido, tambin se ha sugerido quequizs la materia oscura sea la causante de la bariognesis al interactuar de distinta formacon la materia que con la antimateria.24

Antes de la formacin de las primeras estrellas, la composicin qumica del universo

consista primariamente en hidrgeno (75 % de la masa total), con una suma menordehelio-4 (4He) (24 % de la masa total) y el resto de otros elementos .25 Una pequeaporcin de estos elementos estaba en la forma del istopo deuterio (H), helio-3 (He)y litio(7Li).26 La materia interestelar de las galaxias ha sido enriquecida sin cesarpor elementos ms pesados, generados por procesos de fusin en la estrellas, ydiseminados como resultado de las explosiones de supernovas , los vientos estelares y laexpulsin de la cubierta exterior de estrellas maduras .27

El Big Bang dej detrs un flujo de fondo de fotones y neutrinos. La temperatura de laradiacin de fondo ha decrecido sin cesar con la expansin del universo y ahorafundamentalmente consiste en la energa de microondas equivalente a una temperatura de2,725 K.28 La densidad del fondo de neutrinos actual es sobre 150 por centmetro cbico .29

Vase tambin: Abundancia de los elementos qumicos

Estructura cuntica[editar ]

Segn la fsica moderna, el Universo es un sistema cuntico aislado, un campo unificadode ondas que entra en decoherencia al tutor de la observacin o medicin. En tal virtud, enltima instancia, el entorno del Universo sera no local y no determinista

Multiversos[editar ] Artculos principales: Multiverso y Universos paralelos.

Los cosmlogos tericos estudian modelos del conjunto espacio-tiempo queestn conectados , y buscan modelos que sean consistentes con los modelos fsicoscosmolgicos del espacio-tiempo en la escala del universo observable. Sin embargo,recientemente han tomado fuerza teoras que contemplan la posibilidad de multiversos ovarios universos coexistiendo simultneamente. Segn la recientemente enunciada Teorade Multiexplosiones se pretende dar explicacin a este aspecto, poniendo en relieve unaposible convivencia de universos en un mismo espacio.30

El universo, una ilusin?[editar ]
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Cientficos del King's College de Londres lograron recrear las condiciones inmediatamenteseguidas al Big Bang a travs del conocimiento adquirido durante dos aos de la partculade Higgs y llegaron a la conclusin de que, posiblemente, el universo colaps, hasta dejarde existir casi tan pronto cuando empez ,31 lo qu plantea la idea de que todo lo que

vemos no existe y solo es el pasado de los astros .32

Estructuras agregadas del universo [editar ] Las galaxias [editar ]

Artculo principal: Galaxia

A gran escala, el universo est formado por galaxias y agrupaciones de galaxias. Lasgalaxias son

universo en su resplendor

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