Diferencia entre revisiones de «Universo»
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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 [[coordenadas comóviles|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.<ref name="lumrouk99">{{cita publicación| nombre = Jean-Pierre | apellido = Luminet | coautores = Boudewijn F. Roukema | título = Topology of the Universe: Theory and Observations | revista = Proceedings de la Escuala de Cosmología de Cargese (Córcega) Agosto de 1998 | fecha = 1999 | url = http://arxiv.org/abs/astro-ph/9901364 | fechaacceso= 2007-01-05}}</ref><ref name="luminetnature03">{{cita publicación| apellido = Luminet | nombre = Jean-Pierre | coautores = J. Weeks, A. Riazuelo, R. Lehoucq, J.-P. Uzan | título = Dodecahedral space topology as an explanation for weak wide-angle temperature correlations in the cosmic microwave background | revista = [[Nature]] | volumen = 425 | páginas = 593 | fecha = 2003 | url = http://arxiv.org/abs/astro-ph/0310253 | fechaacceso= 2007-01-09}}</ref>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.
== Evolución ==
=== Teoría sobre el origen y la formación del Universo (''Big Bang'') ===
El hecho de que el Universo esté en [[expansión métrica del espacio|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 [[Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker|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.
=== 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.<ref>{{cita web | url = http://www.bnl.gov/rhic/heavy_ion.htm | título = Heavy Ion Collisions | editor = Brookhaven National Laboratory}}</ref>
En estas energías, los [[quark]]s que componen los [[protón|protones]] y los [[neutrón|neutrones]] no estaban juntos, y una mezcla densa supercaliente de quarks y [[gluón]]es, 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.<ref>{{cita web | autor = Thomas Ludlam, Larry McLerran | fecha = Octubre de 2003 | url = http://www.aip.org/pt/vol-56/iss-10/p48.html | título = What Have We Learned From the Relativistic Heavy Ion Collider? | editor = Physics Today | fechaacceso = 28 de febrero de 2007}}</ref>
=== Protogalaxias ===
{{AP|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.<ref> {{cita web | autor = Ken Tan | autorenlace = http://www.livescience.com/blogs/author/kerthan| título = New 'Hobbit' Galaxies Discovered Around Milky Way | editor =space.com | fecha = 15 de enero de 2007 | url = http://www.space.com/scienceastronomy/070115_mm_hobbit_galaxies.html | fechaacceso = 1 de marzo de 2007}} </ref><ref> {{cita web | título = Dwarf Spheroidal Galaxies | editor = The Uppsala Astronomical Observatory | url = http://www.astro.uu.se/~ns/review.html | fechaacceso = 1 de marzo de 2007}} </ref>
=== Destino Final ===
{{AP|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:
==== ''Big Crunch'' o la Gran Implosión ====
{{AP|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.
==== ''Big Rip'' o Gran Desgarramiento ====
{{AP|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 (matemáticas)|razón]] entre la presión de la energía oscura y su [[densidad energética]]. A ''w'' < -1, el universo acabaría por ser desgarrado. Primero, las [[galaxia]]s se separarían entre sí, luego la gravedad sería demasiado débil para mantener integrada cada galaxia. Los [[sistema planetario|sistemas planetarios]] perderían su cohesión gravitatoria. En los últimos minutos, se desbaratarán [[estrella]]s y [[planeta]]s, y los [[átomo]]s serán destruidos.
Los autores de esta hipótesis calculan que el fin del tiempo ocurriría aproximadamente 3,5×10<sup>10</sup> años después del [[Big Bang]], es decir, dentro de 2,0×10<sup>10</sup> años.
Una modificación de esta teoría, aunque poco aceptada, asegura que el universo continuaría su expansión sin provocar un ''Big Rip''.
== Descripción física ==
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