hubble nos acerca a las galaxias que se alejan

HUBBLE NOS ACERCA A LAS GALAXIAS QUE SE ALEJAN
Clave del Proyecto: CIN2014A20174
CENTRO UNIVERSITARIO MÉXICO
Gutiérrez Gutiérrez Francisco
Porras Fajardo Nadia Pamela
Rodríguez Rydzewska Daniela
Santiago Bedolla Sergio Raúl
Flores Téllez Jesús
Ciencias Fisicomatemáticas y de las Ingenierías
Física
Documental
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RESUMEN
Nuestra investigación pretende tomar como referencia los quehaceres intelectuales de las mentes
más profundas de la edad moderna, que plantean nuevos paradigmas en la compresión del
universo. Es entonces que buscaremos la comprensión de la cosmología moderna teniendo como
fundamento primordial los descubrimientos de Hubble y sus teorías, que permiten comprender el
origen del Universo a través de una gran explosión y el desenlace de una expansión del Universo
Palabras Clave:
Universo, Paradigmas Comprensión, Cosmología Moderna, Hubble, Origen, Teorías, Expansión
ABSTRACT
Our research pretends to take the reference from the intellectual tasks of the deepest minds of the
modern age, which poses new paradigms in the understanding of the universe. It is then that we will
seek to understand modern cosmology with the primary foundation of Hubble's discoveries and
theories that allow us to understand the origin of the universe by a big explosion and the outcome of
an expansion of the Universe
PLANTEAMIENTO DEL PROBLEMA
Abordando los patrones conductuales del hombre a través del tiempo, se ha observado como parte
de su desarrollo natural como ente racional que se motiva por una serie de interrogantes primordiales
que ponen a prueba su percepción del entorno que le rodea. Dentro de estas interrogantes surge un
enfoque especial para el Universo, su origen y futuro, buscando su desenlace final.
La mayoría de las civilizaciones muestran en sus cosmogonías explicar el origen y el final de nuestro
universo, lo cual muestra la relevancia de las preguntas fundamentales del hombre, que son, ¿de
dónde venimos y dónde vamos?
HIPÓTESIS
Si logramos comprender el alcance de la constante de Hubble en la astronomía actual, entonces
podremos comprender la razón por la que es justificable la expansión del universo.
OBJETIVOS
Desarrollar las bases fundamentales de la constante de Hubble de acuerdo a su influencia en la
Teoría de la Expansión del Universo.
FUNDAMENTACIÓN TEÓRICA
A partir de que Edwin Hubble descubre en 1929 que el Universo se expande, adoptar un método para
calcular distancias y velocidades de expansión a escalas cósmicas resulta complicado. Hubble
establece parámetros para el ritmo de la expansión del Universo, la densidad de masa del Universo, la
densidad de masa del Universo y la curvatura de éste mismo. Estos parámetros marcan una relación
velocidad-distancia conocida hoy como Ley de Hubble. La velocidad de una galaxia se calcula a
partir del desplazamiento observado de las líneas de sus espectros, el método más preciso de medir
distancias se basa en la observación de las variables cefeidas (estrellas cuyas atmósferas pulsan de
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manera regular con periodos de entre dos y más de cien días), se puede deducir la distancia a una
cefeida ya que su brillo aparente decrece con el inverso del cuadrado de su distancia. Un factor no
contemplado es denominado energía oscura y su existencia ya había sido prevista por Einstein pues
la propone como constante cosmológica.
METODOLOGÍA
Desarrollaremos una investigación bibliográfica de los siguientes temas:
1) Vida, obra y legado de Hubble
2) Efecto Doppler y su relación con el corrimiento al rojo del espectro de luz emitida por las estrellas
3) Conceptos básicos de la Teoría de la Relatividad General de Einstein 1915
4) Modelo de expansión del Universo de Sharpley 1917
5) El Gran Debate entre Curtis y Sharpley 1920
6) Ecuaciones y modelos de expansión del universo de Friedmann 1922
7) Universo y espacio de Sitter 1932
8) Descubrimiento de la radiación del fondo cósmico de microondas 1965
10) Nucleosíntesisprimogénea
11) Hipótesis del átomo primitivo de Lemâitre
12) Constante cosmológica de Einstein
13) Hubble alejamiento de galaxias 1928
RESULTADOS
Vida obra y legado de Hubble
Edwin Powell Hubble científico e investigador especializado dentro del campo de la astronomía y la
física, llevo una vida llena esfuerzos continuos y logros que lo llevaron a convertirse en uno de los
científicos pioneros en el trabajo científico con estrellas y con las dimensiones del universo, llegando a
ser el autor de toda una ley que involucra una constante la cual lleva su nombre para ser herramienta
fundamental dentro de la labor científica del día de hoy.
De nacionalidad norteamericana es originario del poblado de Mansfield el estado de Missouri
naciendo en el año de 1889, llevó acabó su educación básica en su pueblo natal hasta el año de
1898 siendo en este momento cuando se encamina para residir en la ciudad de Illinois en Chicago
para llevar acabó sus estudios preparatorianos. En esta etapa se destaco tanto en el ámbito
deportivo como en el académico, siendo capitán del equipo de baloncesto y obteniendo varios
reconocimientos académicos en el campo de las matemáticas y de la física con un enfoque dirigido
a la astronomía.
En el año de 1910 a Hubble se le otorga una beca Rhodes por parte de la universidad británica de
Oxford en Inglaterra con la que curiosamente se podría suponerse se ayudaría a cursar alguna
carrera relacionada en las ciencias pero uso para llevar a cabo una licenciatura para la práctica de
las leyes y tópicos jurídicos. La decisión que toma Hubble para estudiar jurisprudencia es impulsada
por una motivación personal guiada por cuestiones ajenas a los progresos de sus investigaciones y
progresos de su interés científico.
Termina sus estudios de derecho en 1913, mismo año en que regresa a la ciudad de Louisville en
Kentucky donde ejerce esta carrera por un tiempo para una barra de abogados local. Después de
declinar en el ejercicio de su profesión se propone a tomar cursos selectos de matemáticas y física y
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posteriormente forma parte del grupo docente de una escuela preparatoria en Indiana por el
periodo de un año. Posteriormente es invitado a estudiar astronomía de lleno en el observatorio
Yerkes donde en el año de 1917 recibe su doctorado en astronomía acreditado por la tesis titulada;
“investigaciones fotográficas de las nebulosas tenues”.
En el mismo año de 1917 se presenta voluntario para unirse a las fuerzas armadas de los Estados
Unidos en la primera Guerra Mundial. Después de su periodo de servicio en 1918 se traslada
Cambridge para renovar los estudios previos de astronomía y física.
En 1919 es invitado por George Ellery Hale fundador del observatorio de Monte Wilson en la ciudad
de Pasadena en California para trabajar como astrónomo de oficio en dicho observatorio. Durante su
periodo de actividad en el observatorio de monte Wilson es que Hubble realiza sus mejores
descubrimientos. Uno de los más importantes es el hecho de que el universo hasta entonces conocido
iba más lejos de nuestra galaxia la vía láctea y que existían otras galaxias igual e incluso más grandes
que la nuestra , demostrándolo en forma observando la luminosidad de dichas galaxias y la periodo
de pulsaciones de las estrellas cefeidas dentro de estas galaxias. Contemplando el hecho claro de
una relación entre periodo y luminosidad de las cefeidas es que Hubble pudo calcular sus distancias
respectivas, conocimiento que quedo plasmado dentro del llamado esquema de clasificación de
Hubble.
Después de haber terminado una larga clasificación por grupos de galaxias más allá de la nuestra
Hubble empezó a investigar las propiedades espectrales de estas, trabajando con la longitud de
onda que estas emitían. Las investigaciones y resultados que obtenía era consistente con el
fenómeno llamado como efecto Doppler donde las longitudes de onda eran emitidas por fuentes
móviles lejos de un observador son más largas que las ondas emitidas por una fuente de emisión
estática, esto debido a que el observador puede “capturar” mas ondas de la fuente móvil con el
mismo intervalo de tiempo. Fenómeno que se conoce hoy día por los astrónomos como “corrimiento
al rojo” dado que el rojo es la longitud de onda más larga visible en el espectro electromagnético.
Después de varios años de investigación y trabajo con las galaxias y sus propiedades en 1929 Hubble
demostró que la mayor parte de las galaxias en el universo se alejan de nosotros, esto obtenido por
los datos recopilados de 50 galaxias bajo la observación de Hubble encontró que la velocidad a la
que se mueve una galaxia con respecto a nosotros es proporcional a su distancia. Lo más tenue que
resulte ser una galaxia, mayor es la velocidad recesiva de está. Esta demostración fundamentada en
la observación de dichas propiedades se conoce hoy en día como “Ley de Hubble”. De manera más
práctica podemos explicar la ley de Hubble como el movimiento de una galaxia respecto a otra en
relación al espació, o bien que el universo está en expansión.
La ley de Hubble como ya se describió, establece que la velocidad recesiva de una galaxia cambia
linealmente con la distancia conociéndose a esto como la “constante de Hubble” o bien hoy en día
más conocida como el “parámetro de Hubble”.
Este parámetro se puede calcular con observaciones astronómicas usando la información recopilada
de las observaciones a cefeidas, que al estar trabajando inicialmente Hubble con el parámetro fue
aproximado a 500 km/s/Mpc (donde Mpc se interpreta por Mega parsec , siendo un parsec = 3.26
años-luz o 30.8 trillones de kilómetros). Hoy en día los astrónomos han acercado el valor a un
aproximación más exacta gracias a las mediciones de del satélite Planck, siendo este valor cercano a
68 km/sec/Mpc
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Hubble tuvo varios méritos durante su estancia en el observatorio de monte Wilson y hasta fue elegido
para ser el primer usuario de un telescopio de 200- inch reflejante llamado “Hale” en el observatorio
en el monte Palomar donde permaneció en actividad científica hasta su muerte a causa de una
trombosis cerebral en 1953.
Efecto Doppler y su relación con el corrimiento al rojo del espectro de luz emitida por las estrellas
El efecto Doppler consiste en las variaciones de frecuencia que experimenta una onda de sonido
cuando choca con un objeto en movimiento. Este efecto se ha utilizado desde hace tiempo para
determinar el movimiento de válvulas o paredes cardiacas. La técnica consiste en enviar un haz
continuo de ultrasonido dirigido hacia las estructuras cardiacas y estudiar los cambios de frecuencia
del haz de sonido reflejado, que están en relación con la velocidad del movimiento de las estructuras
reflectantes.
La frecuencia del haz de sonido reflejado vendrá con una variación ±Δ ƒ, dependiendo del sentido
del movimiento del objeto reflectante, de su velocidad ѵ y del ángulo de incidencia θ, de tal forma
que la frecuencia del sonido reflejado ƒ ± Δ ƒ depende de:
, en donde c es la velocidad del
sonido a través del medio atravesado.
A modo de diferenciación con el redshift, el efecto Doppler se da debido a que al alejarse una
galaxia de nosotros, entre ella y la Tierra se expande el universo (éste nuevo espacio creado se
denomina espacio-tiempo).
Fue en 1929 que Hubble postula que el universo se expande, dicha expansión se da en todas
direcciones de igual manera. Cada galaxia se aleja de un punto a una velocidad proporcional a su
distancia, deduce de igual modo que cuanto más débil es el brillo de la galaxia, mayor es la
velocidad de alejamiento. Sin embargo, dicho efecto no es apreciable en distancias cortas.
Se puede deducir la distancia de una galaxia, a partir de la medida de velocidad de dicha galaxia
alejándose. La velocidad de una galaxia se obtiene a través de su espectro, un patrón de longitudes
de onda de radiación electromagnética que emite; si el astro se aleja la luz se desplaza hacia ondas
mayores, las líneas se desplazan hacia el color rojo, mientras que si el astro se acerca las líneas
tienden al azul, ondas menores. Cuanto mayor sea el desplazamiento de la longitud de onda, mayor
será la velocidad de la galaxia. Dicho fenómeno se conoce como corrimiento al rojo o redshift.
Dentro de un campo gravitatorio se requiere cierta energía para vencer la fuerza de atracción que
dicho campo ejerce sobre un cuerpo. En dicho supuesto se da el corrimiento al rojo gravitacional.
La velocidad de un cuerpo al alejarse de un campo gravitatorio disminuye, sin embargo, la luz tiene
velocidad constante por lo que ésta no se reduce, sino que se desplaza hacia una región con menor
gravedad haciendo su frecuencia menor y cada vez más roja. Para el sentido contrario, la luz
acercándose a un campo gravitatorio mayor, se da el efecto contrario tendiendo al azul (existe
mayor frecuencia).
Si el campo gravitatorio es suficientemente intenso, la frecuencia de dicha luz tenderá a infinito: es
decir, no habría color de dicha luz. A dicho objeto se le denomina agujero negro. Un agujero negro es
un objeto con un campo gravitatorio tal que no deja escapar ni la luz.
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Técnicas de medición del Universo
Fue en 1929 que Edwin Hubble realizó las primeras mediciones del Universo, descubriendo que éste se
expandía. Descubrió una relación velocidad-distancia llamada hoy en día Ley de Hubble; cuanto
más alejada de nosotros se encuentre una galaxia, más rápido se separará. El ritmo actual de
expansión es H0, para el que Hubble dedujo su valor de 500 kilómetros por segundo por mega pársec,
siendo un pársec igual a 3,26 años luz; dato erróneo, muy alejado de la realidad.
La constante de Hubble requiere la medida de distancia y velocidad de una galaxia, debido al gran
tamaño del universo, ningún método puede medir su tamaño absoluto; teniéndose que recurrir a la
escala de distancias cosmológicas que es una serie de técnicas, cada una para cierto intervalo de
distancia.
El método más preciso de medición se basa en la observación de cefeidas. Las cefeidas son estrellas
cuya masa es tres veces mayor a la del Sol y que presentan un punto inestable en su evolución. Fue a
principios del siglo XX que HenriettaLeavitt descubrió dicha fase, momento en el cual las atmósferas
de dichas estrellas pulsan, cambian de color y tamaño, siguiendo la luminosidad un período regular
de entre 2 y 100 días. Asimismo, las estrellas más brillantes tienen períodos mayores, por lo que la ley
del inverso del cuadrado aplicada a la radiación permite determinar la distancia absoluta de una
cefeida.
Existen también métodos basados en las propiedades globales de galaxias espirales y elípticas.
Acorde a la relación de Tully-Fisher establece que la velocidad rotacional de una galaxia es mayor
para aquellas con mayor luminosidad. Para las galaxias elípticas las galaxias más brillantes presentan
mayor dispersión de velocidades.
De otro modo, las mediciones de distancia para estrellas cercanas se realizan mediante la paralaje
trigonométrica aprovechando el diámetro de la órbita de la Tierra para efectuar una triangulación.
Para aquellas estrellas lejanas, se toman objetos con brillo constante, o candelas estándar, que
guarde relación con alguna cualidad del objeto, independientemente de su distancia, de tal modo
que las candelas estándar se calibran de forma independiente con una unidad de medida absoluta
para la obtención de su distancia real.
Para evaluar explosiones estelares, las supernovas de tipo II, que se producen en estrellas de diversos
tamaños, pero masa elevadamuestran un intervalo de luminosidad más amplio que las supernovas Ia.
La espectroscopia de sus atmósferas en expansión y las medidas fotométricas de su tamaño angular
determinan a qué distancia se encuentran, siendo ésta necesariamente inferior a 200 mega pársecs.
Tomando en cuenta dentro de la observación que una imagen de una galaxia cercana parecerá
granulosa, mientras que una galaxia lejana se verá más difusa. Siempre y cuando la galaxia no se
encuentre a más de 150 mega pársecs de distancia.
Con una excepción, todos los indicadores de distancia secundarios se calibran directamente
midiendo las distancias a las cefeidas de galaxias con propiedades usadas para dichas mediciones
secundarias.
Aunque cada uno de los métodos de medida de distancias secundarios proporciona por sí mismo
una estimación de H0, se han combinado los resultados de diversos planteamientos, encontrándose
un razonable grado de coincidencia en el valor de H0 obtenido por los distintos métodos: el de las
cefeidas da 75; las supernovas del tipo Ia, 71; la relación Tully-Fisher, 71; la dispersión de velocidades
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en galaxias elípticas, 82; las fluctuaciones del brillo superficial, 70; y las supernovas de tipo II, 72. Dando
la aproximación de H0= 72 ± 8.
Teniendo una constante de Hubble de 72, un universo en desaceleración tendría únicamente 9000
millones de años, existiendo estrellas de 12.000 millones de años; dato contradictorio.
Conceptos básicos de la Teoría de la Relatividad General de Einstein 1915
La teoría de la relatividad, explicar ciertas anomalías en el concepto de movimiento relativo, tal
como la desarrolló Einstein, tuvo dos formulaciones diferentes.
La primera: La Teoría de la relatividad especial, es la que corresponde a dos trabajos publicados en
1906 en los Annalen der Physik. Se ocupa de sistemas que se mueven uno respecto del otro con
velocidad constante (pudiendo ser igual incluso a cero).
La segunda: llamada Teoría de la relatividad general (así se titula la obra de 1916 en que la formuló),
se ocupa de sistemas que se mueven a velocidad variable.
Dentro de la teoría de la relatividad especial se establece que todo movimiento es relativo a
cualquier otra cosa, descartando la existencia del éter; supuesto medio propagador de luz con
movimiento absoluto e indeterminable. Exceptuando la regla de que todo movimiento es relativo, la
velocidad de la luz es siempre constante con respecto a cualquier observador.
En cuanto a la teoría de la relatividad general se refiere, ésta se postula en un principio de
equivalencia, según el cual los efectos producidos por un campo gravitacional equivalen a los
producidos por el movimiento acelerado.Einstein sugirió que la gravedad es una consecuencia de
que el espacio-tiempo se encuentra deformado por la presencia de masa (energía). De tal modo
que. Cuerpos como la Tierra no se mueven en órbitas cerradas porque haya una fuerza llamada
gravedad, sino que se mueven en lo más parecido a una línea recta, pero en un espacio-tiempo que
se encuentra deformado por la presencia del sol.
Los cálculos de la relatividad general se realizan en un espacio-tiempo de cuatro dimensiones, tres
espaciales y una temporal, abandonando el concepto de simultaneidad. Dando como resultado
dicha teoría que el tiempo ha de transcurrir más lentamente cuanto más fuerte sea el campo
gravitatorio en que se mida.
La cosmología relativista concibe un universo ilimitado, carente de límites o barreras, pero finito, según
la cual el espacio es curvo en el sentido de que las masas gravitacionales determinan en su
proximidad la curvatura de los rayos luminosos.
Modelo de expansión del Universo de Sharpley 1917
Nacido en Nashville, Missouri el 2 de noviembre de 1885, Harlow Sharpley fue Astrónomo que dejo la
escuela en quinto grado, para tiempo después terminar la secundaria siendo el primero de su clase.
En 1907 de solo 22 años ingresa a la Universidad de Misuri a estudiar periodismo pero la carrera ese
año se pospondría por un año, razón por la cual Sharpley decide estudiar la primer carrera que se
encontrara anotada en el directorio, siendo así su opción Arqueología, la cual rechazo
argumentando que no podía pronunciar el nombre de la carrera, por lo que la segunda carrera en el
directorio era Astronomía y graduándose en 1910 y su “máster” lo obtendría en 1911.
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Posteriormente fue a la Universidad de Princeton para estudiar su doctorado con Henry Russell director
de la carrera, su doctorado lo obtuvo en 1914 con una tesis acerca de 90 estrellas binarias
eclipsantes.
Ese mismo año entro a trabajar al Observatorio de Monte Wilson, donde propuso su teoría de la
pulsación para las estrellas cefeidas como variaciones intrínsecas de su brillo y no como sistemas
eclipsantes, que es como se creía hasta entonces.
Más tarde su interés paso de las estrellas variables a los cúmulos globulares, tras observas estrellas
cefeidas en dichos cúmulos y usando la relación periodo-luminosidad de las estrellas variables
cefeidas, con esto pudo determinar la distancia a los cúmulos globulares. Gracias a esto pudo
descubrir que la Vía Láctea era más grande de lo que se creía en esa época.
Fue participante de un debate con Heber D. Curtis llamado “El Gran Debate”, en el cual trataron
temas como la naturaleza de las nebulosas y de las galaxias, así como del tamaño del Universo.
Sharpley defendía su postura acerca de la localización del Sol en algún otro lugar que no fuese el
centro de la Vía Láctea y que los cúmulos globulares y nebulosas espirales eran parte de la misma.
Respecto al Sol estaba en lo correcto pero no se puede decir lo mismo de su segunda postura.
Ecuaciones y modelos de expansión del universo de Friedmann 1922
También llamado como el hombre que hizo el universo expandirse
Nació el 16 de junio de 1888 en San Petersburgo, Rusia y murió el 16 de Septiembre de 1925 en
Leningrado, Rusia.
Friedmann decidió unirse al destacamento de aviación voluntario en la Primera Guerra Mundial. En
una carta para Stekloz le pregunto sobre las ecuaciones que él había obtenido de modelar
teóricamente bombas cayendo. Él había usado sus habilidades matemáticas, junto con una
sugerencia de Steklov, para calcular la trayectoria que la bomba tomaría.
Desarrollo una ecuación dinámica de la expansión del universo en 1920
Friedmann en 1922 con su manuscrito En la curvatura del espacio, y demostró que las ecuaciones del
campo gravitatorio de Einstein permiten un universo en expansión, yendo en contra de la insistencia
de Einstein en un universo estacionario.
Arrojaba tres posibilidades del destino del Universo:
1.- El Universo cerrado: tenía un volumen finito y acabaría contrayéndose en el gran cataclismo final
al alcanzar el límite de su volumen.
2.- El Universo abierto: En el caso contrario, si la masa es pequeña y el volumen infinito, la gravedad
sería tan pequeña que haría que no se produjera la contracción, por lo que el universo continuaría
expandiéndose eternamente y se extinguiría sólo cuando se apagara la última estrella y quedase sin
energía (universo inflacionario)
3.- El Universo plano: La solución intermedia: la masa total del universo y la densidad de energía del
mismo es igual a la "densidad crítica". En otras palabras: El Universo tendría la masa justa para
mantenerse al alcanzar la llamada "densidad crítica". La justa para que no se detenga su expansión y
se mantenga la energía suficiente como para seguir existiendo infinitamente.
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En junio de 1925 se le dio el trabajo del director del Observatorio Geofísico Principal de Leningrado. En
julio de 1925 participó en un vuelo en globo récord, llegando a la altura de 7.400 m (24.300 pies).
Universo y espacio de Sitter 1932
Nacido en Sneek en los Países Bajos el 6 de Mayo de 1934. Estudio matemáticas en la Universidad de
Groningen y más tarde se unió al laboratorio astronómico de Groningen. Fue director del Observatorio
Leiden desde 1919 y hasta su muerte.
La mayor parte de sus aportaciones están orientadas al campo de la física cosmológica, junto con
Albert Einstein, jugo un papel importante en la argumentación de la teoría de la existencia de largas
cantidades de materia que no emiten luz, es decir, de materia oscura.
Propuso el Espacio de Sitter y el Universo de Sitter, ambos como una solución a la teoría general de la
relatividad de Albert Einstein, en su obra nos dice que no existe materia que llene el universo y da
como resultado una Constante Cosmológica, esto nos da como resultado un universo en expansión
vacío.
El Universo de Sitter es una solución cosmológica a las ecuaciones de campo de la teoría general de
la relatividad de Einstein. Modela un Universo “plano” que es dominado por una constante
cosmológica, que corresponde con la energía oscura en el universo.
En el Universo de Sitter, no existe materia ordinaria, pero existe una constante cosmológica positiva
( , que rige la tasa de expansión del universo (H) con grandes derivaciones constantes cósmicas,
hacia una tasa de expansión más grande:
Donde las constantes de proporcionalidad dependen de las conversiones.
Es común describir esta solución como un universo en expansión donde el factor de escala está dado
por:
Donde “H” es la constante de expansión de Hubble y “t” es tiempo, “a(t)” , factor de escala, define la
expansión de las distancias espaciales físicas.
El Universo de Sitter tiene una Ley de Hubble, que además de ser consistente en todo espacio,
también en todo tiempo, satisfaciendo de esta manera el principio cosmológico que asume isotropía
y homogeneidad a través del espacio y tiempo.
Para el Universo estático que Einstein nos propuso y para el cual se inventó la constante cosmológica,
se puede considerar como un caso especial del Universo de Sitter, en el cual la expansión es
finamente sintonizada al propósito de anular el colapso asociado con la curvatura positiva del
universo asociada con una densidad diferente de cero en este mismo. Por ello es que también el
Universo de Sitter puede ser visto como una solución estática a las ecuaciones de Einstein.
Modelo inflacionario de universo
A principios de la década de 1980, Alan H. Guth introdujo la hipótesis del universo inflacionario para
explicar cómo fue el llamado Big Bang. Dicha hipótesis defiende la idea de que existió un crecimiento
del universo de gran velocidad en un principio, y que se alentó posteriormente. A su vez, se distingue
entre dos tipos de universo; el real y el observable, siendo el que conocemos el observable y de
menor tamaño al real.
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Teoría del Big Bang
Hasta la fecha, la teoría con mayor poder explicativo es la del modelo del Big Bang, dicha teoría
sostiene que el universo hizo su aparición de forma brusca, hace aproximadamente 13700 millones de
años, en una enorme explosión. De tal modo que la expansión actual es un rastro de dicha explosión
primordial, explosión en que la materia se encontraba concentrada en un estado de densidad y
temperatura infinitas, perdiendo con el paso del tiempo dicha densidad y temperatura.
Dicha teoría se basa en una serie de soluciones a las ecuaciones de la relatividad general; modelos
de Friedmann-Lemäitre-Walker-Robertson, y su nombre surge a causa de Fred Hoyle, quien en un
principio lo había usado a modo de burla.
Descubrimiento de la radiación del fondo cósmico de microondas 1965
En 1965, los físicos ArnoPenzias y Robert Wilson descubrieron la prueba "tangible" del Big Bang.
Probando un detector de microondas extremadamente sensible, el cual captaba una radiación
extraña que provenía por igual de todos los puntos del espacio. Diferentes pruebas demostraban que
procedía de más allá del sistema solar, incluso, más allá de la galaxia. Fue JimPeebles, quién encontró
la explicación de dicho fenómeno; la radiación era un eco del Big Bang, era el último vestigio de la
explosión inicial, procedía de todas partes del universo, un luminoso testimonio del Big Bang y, debido
a la expansión del universo, se presentaba en forma de microondas.
La radiación cósmica de fondo nos revela el estado de la antigua materia cósmica: superdensa,
supercaliente, poco estructurada, llena de energía. Esta radiación fue emitida en el momento de
formación de los átomos de hidrógeno, cuando el universo tenía cerca de un millón de años.
Las medidas del fondo cósmico de microondas indican que el universo es plano, Ω k = 0, de manera
que el término de curvatura desaparece y la evolución del universo queda descrita sólo por Ω m y ΩΛ.
Nucleosíntesis primordial
La nucleosíntesis primordial comienza un minuto después del Big Bang, momento en el cual el Universo
se ha enfriado lo suficiente como para formar protones y neutrones estables. Las abundancias
relativas de dichas partículas obedecen los argumentos termodinámicos sencillos, y tomando en
cuenta el cambio de la temperatura media del Universo. Combinando la termodinámica y los
cambios traídos en la expansión cósmica, se puede calcular la fracción de protones y neutrones
basada en la temperatura en este punto.
Las leyes y constantes físicas que gobiernan el comportamiento de la materia se encuentran
determinados, careciendo la Nucleosíntesis de incertidumbres especulativas.
Según se expande el Universo, se enfría. En ese momento en que ocurre la nucleosíntesis, la
temperatura es suficientemente alta para cualquier fusión nuclear; sin embargo tres minutos después
del Big Bang, el Universo se encuentra demasiado frío, de tal modo que las abundancias elementales
son fijadas y sólo cambian como productos de la radioactividadde la descomposición de la
Nucleosíntesis.
Hipótesis del átomo primitivo de Lemâitre
Nació el 17 de Julio de 1894. Fue un sacerdote Belga, fue astrónomo y dio clases de física en la
Universidad Católica de Lovaina.
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Fue el primero en concebir nuestro universo como un universo en expansión (atribuidos normalmente
a Hubble), asi como la constante de Hubble la cual el descubrió 2 años antes q Hubble pero
erróneamente no publicó.
Fue de los primeros en la aplicación de la teoría general de la relatividad a la cosmología. En 1927 el
deriva lo que hoy conocemos como la ley de Hubble asi como el valor numérico de la constante de
Hubble.
Estaba muy familiarizado con el trabajo de los astrónomos, y diseñado su teoría a tener implicaciones
comprobables y estar de acuerdo con las observaciones de la época, en particular, para explicar el
corrimiento al rojo de las galaxias observadas y la relación lineal entre las distancias y velocidades.
Constante cosmológica de Einstein
Albert Einstein supuso que el universo era a la vez homogéneo (que tenía la misma densidad en todas
partes) e isótropo (que todas las direcciones eran indistinguibles). Las observaciones modernas
ratifican que estas hipótesis también son muy buenas aproximaciones del universo real. Según la
teoría general de la relatividad, la evolución de un universo así se puede describir mediante la
ecuación de Friedmann:
En la que H es el parámetro de Hubble, G es la constante de la gravitación de Newton, ρm es la
densidad de masa media del universo, k es la curvatura del universo, r es el factor de escala (la
distancia relativa de las galaxias en función del tiempo) y Λ es la constante cosmológica (introducida
por Einstein). Esta ecuación nos permite determinar tanto la edad como el tamaño del universo.
Las ecuaciones de Einstein que describían la evolución del universo contenían un término que él llamó
“constante cosmológica” (Λ). Debido a la creencia de la época de que el universo no se movía,
introdujo el término para evitar cualquier expansión o contracción debidas a los efectos de la
gravedad.
Hasta hace unos cuantos años, se solía igualar Λ a cero en la ecuación de Friedmann. Sin embargo,
el descubrimiento de que el universo se está acelerando apunta a que, después de todo, ese término
quizá sea necesario. La constante cosmológica podría representar la energía oscura o la densidad de
energía del vacío (ΩΛ). Como la materia, curva el espacio y contribuye así a la geometría global del
universo, pero al contrario que aquella ejerce una “presión negativa” que provoca la expansión
acelerada que observamos.
Tomando en cuenta la densidad total del universo, formado por material invisible, o materia oscura,
las estrellas y las nebulosas brillantes , que parecen comprender un 1 por ciento de la materia y la
energía del universo. Cuerpos no luminosos (parte de la materia oscura) que suman otro cuatro por
ciento. Otro 25 por ciento (el resto de la materia oscura) se trata de formas exóticas de materia no
bariónica; se cree que está formada por partículas aún no conocidas que interaccionan con la
materia bariónica por medio, casi exclusivamente, de la gravedad. Esto lleva la densidad total de
masa del universo al 30 por ciento ( o sea, Ωm= 0.3). de manera que, en un universo plano, la
densidad de energía del vacío debería rondar el 70 por ciento (Ω Λ = 0,7) de la densidad total de
masa y energía. Integrando la ecuación de Friedmann con estos valores de las densidades y un valor
de H0 de 72, deducimos una edad del universo de unos 13.000 ± 1000 millones de años, un valor que
concuerda con las edades de las estrellas más viejas.
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Whirlpool Galaxy M51
Supernova 1987A
The Keyhole Nebula in
Carina
CONCLUSIÓN
Nuestra hipótesis se cumplió, ya que logramos encontrar en nuestra investigación la justificación de la
importancia trascendental de la constante de Hubble, en la comprensión de la velocidad de
recesión de las galaxias, con lo que se puede findamental la posibilidad de una gran explosión
primegia que originó el Universo que hoy contemplamos, además de predecir, a partir de la
expansión del Universo, los posibles esenarios del desarrollo final de nuestro Universo.
REFERENCIAS
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