Tuesday, January 16, 2007

Aristóteles (Griego clásico: Ἀριστοτέλης, Aristotélēs; Griego moderno: Αριστοτέλης, Aristotélis) * Estagira, (Macedonia), 384 adC — † Calcis (Eubea, Grecia), 322 adC.

Uno de los más grandes filósofos de la antigüedad y acaso de la historia de la filosofía occidental. Fue precursor de la anatomía y la biología. Aristóteles fue discípulo de Platón y luego preceptor y maestro de Alejandro Magno. Antes de fallecer en Atenas en el año 322 a.C. a sus 62 años, Aristóteles se había convertido en uno de los filósofos de mayor renombre de su tiempo durante el cual su filosofía y su pensamiento científico gozaron de enorme prestigio. Su influencia fue mayor aún desde la baja Edad Media hasta el Renacimiento europeo. Este lapso de tiempo tan extendido provocó que muchas de sus ideas brillantes tuvieran extensa difusión. En Atenas, Aristóteles fundó su propia escuela (Liceo). Sus obras abarcan casi todo el saber de su tiempo: lógica ("Organon"); biología ("Historia de los animales"); filosofía natural ("De Caelo" y "Física"); ontología ("Metafísica"); psicología ("De Anima"); ética ("Ética a Nicómaco"); política ("Política"); gramática ("Retórica"); estética ("Poética"). La filosofía de Aristóteles es realista (no en el exacto sentido que tomó la posterior filosofía con ese nombre): la realidad por excelencia es el ser natural individual. El hombre, (compuesto por materia -en su caso, el cuerpo- ,y forma -en su caso, el alma-), es un ser perecedero y racional. De ahí parte su planteamiento ético: el bien y la felicidad consisten, en última instancia, en la vida contemplativa, en la que el hombre alcanza la perfección propia de su esencia, o de lo que es lo mismo, de su o racionalidad. La doctrina política de Aristóteles parte también de su concepción antropológica: el hombre es, por su esencia, un ser social. Fue creador de la teoría de que el mundo siempre existió.


La ciudad de Cirene era la capital de la Cirenaica, región mediterránea del Este de Libia. Allí nació Eratóstenes en 273 a. de C. Se educó en Atenas y vivió en esta ciudad hasta que Tolomeo Evergetes le encargó la dirección de la Biblioteca de Alejandría. Su misión era, entre otras, la de conocer el contenido de los miles de papiros que se guardaban en la famosa biblioteca. El Museo de Alejandría con su Biblioteca fué clave en la conservación y ordenamiento científico.

LA CRIBA DE ERATÓSTENES

    La Criba de Eratóstenes consiste en eliminar los números que no sean primos y que por tanto sean múltiplos de algún número.

    Para obtener los 150 primeros números primos, en la siguiente tabla, a partir del 2, se van marcando (nosotros los hemos puesto sin negrita) todos los números saltando de 2 en 2. A continuación, a partir del 3, todos los números de 3 en 3, y así sucesivamente. Los números que quedan sin negrita (los que están en negrita), son los números primos.

    Los números en negrita son primos.

    Los números sin negrita no son primos.

    1

    2 3 4 5 6 7 8 9 10
    11 12 13 14 15 16 17 18 19 20
    21 22 23 24 25 26 27 28 29 30
    31 32 33 34 35 36 37 38 39 40
    41 42 43 44 45 46 47 48 49 50
    51 52 53 54 55 56 57 58 59 60
    61 62 63 64 65 66 67 68 69 70
    71 72 73 74 75 76 77 78 79 80
    81 82 83 84 85 86 87 88 89 90
    91 92 93 94 95 96 97 98 99 100
    101 102 103 104 105 106 107 108 109 110
    111 112 113 114 115 116 117 118 119 120
    121 122 123 124 125 126 127 128 129 130
    131 132 133 134 135 136 137 138 139 140
    141 142 143 144 145 146 147 148 149 150

HYPATIA DE ALEJANDRÍA (370-415)

Filósofa griega, nacida y muerta en Alejandría. Es la primera mujer de la que se tiene noticia que dedicó su vida a las matemáticas. Su muerte en el año 415 a manos de cristianos fanáticos marcó el ocaso de la escuela de Alejandría que inició sus actividades con Euclides (300 a.C) y continuó con grandes matemáticos como Arquímedes, Apolonio o Pappo. La obra de Hypatia se centró en los comentarios sobre las obras de los matemáticos anteriormente citados y en trabajos originales sobre curvas cónicas. Hypatia fue la última lumbrera de la Biblioteca de Alejandría y su martirio estuvo muy ligado a la destrucción de la misma.


Matemática, Astrónoma y filósofa

(Alejandría 370?-415)

TIPOS DE GALAXIAS

Según el aspecto que nos presentan a la observación pueden clasificarse las galaxias de diferentes modos. Nosotros mencionaremos aquí la llamada clasificación de Hubble, que, aún con el paso de los años, continua siendo la más usada.

Según la clasificación de Hubble, se pueden considerar los cuatro siguientes tipos, de los que los tres primeros se conocen como galaxias regulares:


Galaxias Elípticas

Galaxias Espirales
Galaxias Lenticulares
Galaxias Irregulares


Galaxias Elípticas: Presentan la misma apariencia que un núcleo sin disco, con una luminosidad aparentemente uniforme. Carecen de gas y polvo y están formadas por estrellas viejas, amarillas y de baja metalicidad. Esto es, estrellas de la población tipo II.

Se distinguen desde las que son esféricas (tipo E0), hasta las muy achatadas (E7), pasando por los tipos intermedios E1, E2, ..., etc. En general se las sitúa en zonas de alta densidad galáctica, en las zonas centrales de los cúmulos densamente poblados de galaxias.

GALAXIA NGC 4486, EJEMPLO DEL TIPO E0
Galaxias Espirales: Presentan un núcleo o bulbo formado por estrellas de población II (viejas, amarillentas-anaranjadas, y de bajo contenido metálico), y un disco con gran cantidad de gas y polvo interestelar, lo que indica formación de estrellas jóvenes, azuladas y muy metálicas (estrellas de la población de tipo I), poblando los llamados brazos espirales, que se forman como ondas de densidad de choque, debido al movimiento de rotación de todo el disco galáctico de forma diferencial. Básicamente, las galaxias espirales se clasifican en dos grandes grupos: Espirales normales y espirales barradas (con una barra de estrellas cruzando el núcleo).

Las galaxias espirales normales se clasifican según el grado de apertura de los brazos en Sa, Sb, Sc, ... (desde menos a más abiertas). Las galaxias espirales barradas se clasifican también, según el tamaño de la región nuclear y el grado de apertura de los brazos, en Sba, Sbb, Sbc, ...

Hubble distinguió también un tipo de galaxia a la que llamó S0, casi sin estructura espiral, pero que (aunque nunca llegó a observarla) pensó que habría de ser la galaxia de transición entre las lenticulares achatadas del tipo E7 y las espirales Sa o espirales barradas Sba. ESPIRALES NORMALES
ESPIRALES BARRADAS

GALAXIA ESPIRAL NGC 4321,EJEMPLO DEL TIPO SB
Galaxias lenticulares: .Presentan la apariencia de un núcleo con un disco, pero sin brazos espirales. Están formadas por estrellas viejas, poco metálicas, y si gas o polvo interestelar. Se diferencian de las galaxias elípticas en que sí tienen disco, al contrario que aquellas que solo presentaban un núcleo más o menos achatado. Y se diferencian de las galaxias espirales en que el disco es uniforme, esto es, sin brazos estelares debido a las ondas de densidad propias del movimiento diferencial de las estrellas alrededor del núcleo de la galaxia.

GALAXIA NGC 4594, EJEMPLO DE LENTICULAR
Galaxias Irregulares: Son galaxias que no presentan simetría de ningún tipo, no aparece definido un núcleo ni un disco. Los ejemplos más notables son las dos galaxias satélites de nuestra Vía Láctea: las Nubes de Magallanes..

. CÚMULOS Y SUPERCÚMULOS GALÁCTICOS:

Las galaxias tienden a agruparse en cúmulos o grupos de galaxias, con influencia gravitatoria en general, de los que son ejemplos el pequeño Grupo Local, al que pertenece nuestra galaxia, o el cúmulo de virgo, de gran número de galaxias.

Los cúmulos de galaxias pueden ser regulares o irregulares, a saber:

Cúmulos regulares: Poseen un núcleo central de galaxias y una estructura casi perfectamente esférica. Se acostumbra a clasificarlos por el número de galaxias que ese encuentran dentro de un determinado radio (en general se utiliza un radio de 1'5 Megaparsecs) del centro. Es el llamado radio de Abell.

Típicamente tienen tamaños del orden 1 a 10 Megaparsecs y m


Las galaxias activas


Se ha intentado analizar la zona central de nuestra galaxia, que se halla oculta detrás de densas nubes de polvo y gas; allí se encuentra un núcleo cuya estructura interna todavía no se ha podido desentrañar satisfactoriamente.

Sin embargo, el estudio de otras galaxias espirales permitió analizar sus núcleos y de ese modo se notaron ciertos fenómenos que ocurren en los mismos.

Los núcleos de las espirales presentan la apariencia de una estrella extremadamente luminosa, a veces tan brillante como toda la galaxia; podría tratarse de un cúmulo gigantesco de estrellas o quizás de una nebulosa gaseosa muy particular. Sin embargo, en ciertas galaxias se producen desde el núcleo expulsiones de gas caliente (en algunos casos son muy intensas); este fenómeno parece descartar que estuvieran constituidos por estrellas. Los conocimientos actuales sugieren que el núcleo de una galaxia espiral es un detalle fundamental en la estructura de la misma, quizás la razón misma de su estructura espiral.

Un hecho observado en ciertas espirales con núcleos más activos que en las espirales normales, es que la cantidad de materia expulsada es verdaderamente enorme: son las denominadas galaxias activas.

Dentro de ese grupo se ubican las Galaxias Seyfert (44). Estas galaxias tienen núcleos muy brillantes y el gas del mismo se encuentra a una T muy elevada; además, la radiación emergente de él es variable.

La variabilidad del brillo del núcleo es un dato importante: si la luminosidad varía notablemente en una semana, la radiación debe provenir de un núcleo cuyo diámetro no debe ser superior a la distancia que recorre la luz en esa semana (su dimensión sería de una semana-luz). Por lo tanto, conociendo el tiempo de variación de la radiación puede inferirse el tamaño de la fuente emisora; parece claro entonces que en ese núcleo existen fuentes de energía extremadamente intensas y relativamente pequeñas.

Otros objetos celestes que presentan ciertas similitudes con las galaxias Seyfert son los quásares: objetos que posiblemente tengan núcleos de características todavía más peculiares que los recién descriptos.

GALILEO GALILEI (1564-1642)



Galileo nació en Pisa en 1564. Su padre, Vincenzo Galilei fue un músico de indudable espíritu renovador, defensor del cambio de una música religiosa enquilosada en favor de formas más modernas. El tipo de educación recibido por Galileo queda patente en las siguientes palabras de su padre:

Me parece que aquellos que sólo se basan en argumentos de autoridad para mantener sus afirmaciones, sin buscar razones que las apoyen, actúan en forma absurda. Desearía poder cuestionar libremente y responder libremente sin adulaciones. Así se comporta aquel que persigue la verdad.

A la edad de 17 años, Galileo siguió el consejo de su padre y empezó a cursar medicina en la Universidad de Pisa. Más adelante decidió cambiar al estudio de las matemáticas con el consentimiento paterno bajo la tutela del matemático Ricci (expero en fortificaciones). Su notable talento para la geometría se hizo evidente con un trabajo en el que extendía ideas de Arquímedes para calcular el centro de gravedad de una figura.

A los 25 años se le asignó la cátedra de matemáticas en Pisa y a los 28, en 1592, mejoró su situación aceptando una posición en Venecia que mantuvo hasta la edad de 46 años.

Venecia era una ciudad llena de vida, poblada por unos 150000 habitantes y dedicada al comercio. Galileo se casó en 1599 con Marina Gamba de 21 años con quien tuvo tres hijos. De entre sus amistades venecianas figura el joven noble Sagredo, quien aparece como uno de los personajes del Diálogo concerniente a los dos sistemas del mundo.

A la edad de 46 años, en 1610, Galileo desarrolló el telescopio consiguiendo gracias a ello una posición permanente con un buen sueldo en Padua. Presentó sus asombrosos descubrimientos: montañas en la luna, lunas en Júpiter, fases en Venus. Astutamente, dio el nombre de la familia Medici a las lunas de Júpiter logrando así el puesto de Matemático y Filósofo (es decir Físico) del Gran Duque de la Toscana.

Los descubrimientos astronómicos de Galileo favorecían dramáticamente al sistema copernicano, lo que presagiaba serios problemas con la Iglesia. En 1611, Galileo fue a Roma para hablar con el padre Clavius, artífice del calendario Gregoriano y líder indiscutible de la astronomía entre los jesuitas. Clavius era rehacio a creer en la existencia de montañas en la luna, actitud que dejo de defender tras observarlas a través del telescopio.

Pero, poco a poco, nuevos descubrimientos como el de las manchas solares añadidos a la inusitada contundencia de Galileo para refutar y ridiculizar a sus oponentes le fueron granjeando enemistades. La complejidad de la situación se acentuó y Galileo fue reconvenido a no defender sus ideas. El cambio de Papa, ahora Urbano VIII, inicialmente admirador de Galileo, le llevaron a aumentar el nivel de defensa de sus ideas.

En 1932, en un entrañado laberinto de permisos oficiales poco claro, Galileo publicó su Diálogo, donde su defensa acérrima del sistema heliocéntrico viene acompañada de vejaciones e insultos hacia sus enemigos. La Inquisición tomó cartas en el asunto más por desobediencia de las directivas eclesiásticas que por el propio contenido de su obra. Un largo proceso inquisitorial llevó a un viejo y decrepito Galileo a abdicar de sus ideas y verse confinado a una villa en Florencia hasta su muerte en 1642.

Galileo, padre de la ciencia moderna, defendió la matematización de la naturaleza, asentó el procedimiento científico y propició, para bien o para mal, el divorcio iglesia-ciencia. Un fragmento del mismo Galileo, característico de su estilo punzante, en respuesta a ideas defendidas por su enemigo Sarsi hace patente su forma de pensar:

En Sarsi discierno la creencia de que en el discurso filosófico se debe defender la opinión de un autor célebre, como si nuestras mentes tuvieran que mantenerse estériles y yermas si no están en consonancia con alguien más. Tal vez piense que la filosofía es un libro de ficción escrito por algún autor, como la Ilíada. Bien, Sarsi, las cosas no son así. La Filosofía está escrita en ese gran libro del universo, que se está continuamente abierto ante nosotros para que lo observemos. Pero el libro no puede comprenderse sin que antes aprendamos el lenguaje y alfabeto en que está compuesto. Está escrito en el lenguaje de las matemáticas y sus caracteres son triángulos, círculos y otras figuras geométricas, sin las cuales es humanamente imposible entender una sóla de sus palabras. Sin ese lenguaje, navegamos en un oscuro laberinto.

Galileo Galilei

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Galileo Galilei
Galileo Galilei

Galileo Galilei (Pisa, 15 de febrero de 1564 - Florencia, 8 de enero de 1642), fue un astrónomo, filósofo, matemático y físico que estuvo relacionado estrechamente con la revolución científica. Eminente hombre del Renacimiento, mostró interés por casi todas las ciencias y artes (música, literatura, pintura). Sus logros incluyen la mejora del telescopio, gran variedad de observaciones astronómicas, la primera ley del movimiento y un apoyo determinante para el copernicanismo. Ha sido considerado como el "padre de la astronomía moderna", el "padre de la física moderna" y el "padre de la ciencia".

Su trabajo experimental es considerado complementario a los escritos de Francis Bacon en el establecimiento del moderno método científico y su carrera científica es complementaria a la de Johannes Kepler. Su trabajo se considera una ruptura de las asentadas ideas aristotélicas y su enfrentamiento con la Iglesia Católica Romana suele tomarse como el mejor ejemplo de conflicto entre la autoridad y la libertad de pensamiento en la sociedad occidental.



Nacimiento e infancia

Galileo Galilei
Galileo Galilei

Galileo nació en Pisa, Italia, el 15 de febrero de 1564. Hijo mayor de siete hermanos, su padre Vincenzo Galilei, nacido en Florencia en 1520, era matemático y músico, y deseaba que su hijo estudiase medicina. Su familia pertenecía a la baja nobleza y se ganaban la vida con el comercio. Hasta la edad de diez años fue educado por sus padres. Estos se mudarón a Florencia, dejando a un religioso vecino a cargo de Galileo. Por medio de este, accedió al convento de Santa María de Vallombrosa en Florencia donde recibió una formación religiosa.

Galileo no prosiguió con la carrera eclesiástica por mucho tiempo, pues su padre, aprovechándose de una enfermedad de los ojos de su hijo, se lo llevó a Florencia en 1579.

Dos años más tarde, su padre lo inscribe en la universidad de Pisa, donde seguirá cursos de medicina y de filosofía.

El descubrimiento de su vocación

En 1583 Galileo se inicia en las matemáticas por medio de Ostilio Ricci, un amigo de la familia, alumno de Tartaglia. Aunque Ricci sea un sabio poco conocido, tiene la costumbre, rara en esa época, de unir la teoría a la práctica experimental.

Atraído por la obra de Euclides, sin ningún interés por la medicina y todavía menos por las disputas escolásticas y la filosofía aristotélica, Galileo reorienta sus estudios hacia las matemáticas. Desde entonces, se siente seguidor de Pitágoras, de Platón y de Arquímedes y opuesto al aristotelismo. Todavía estudiante, descubre la ley de la isocronía de los péndulos, primera etapa de la que será el descubrimiento de una nueva ciencia : la mecánica. Dentro de la corriente humanista, redacta también un panfleto feroz contra el profesorado de su tiempo. Toda su vida, Galileo rechazará el ser comparado a los profesores de su época, lo que le supondrá numerosos enemigos.

Dos años más tarde, retorna a Florencia sin diploma, pero con grandes conocimientos y una gran curiosidad científica.

Antes del telescopio

De Florencia a Pisa (1585-1592)

Galileo comienza por demostrar muchos teoremas sobre el centro de gravedad de ciertos sólidos dentro de Theoremata circa centrum gravitatis solidum y emprende en 1586 la reconstitución de la balanza hidrostática de Arquímedes o bilancetta. Al mismo tiempo, continúa con sus estudios sobre las oscilaciones del péndulo pesante e inventa el pulsómetro. Este aparato permite ayudar a medir el pulso y suministra una escala de tiempo, que no existía aún a la época. También comienza sus estudios sobre la caída de los cuerpos.

En 1588, es invitado por la Academia Florentina a presentar dos lecciones sobre la forma, el lugar y la dimensión del Infierno de Dante.

Paralelamente a sus actividades, busca un empleo de profesor en una universidad ; se encuentra entonces con grandes personajes, como el padre jesuita Christophorus Clavius, excelencia de las matemáticas al Colegio pontifical. Se encuentra también con el matemático Guidobaldo del Monte. Este último recomienda Galileo al duque Fernando I de Toscana, que le nombra para la cátedra de matemáticas de la universidad de Pisa por 60 escudos de oro por año — una miseria. Su lección inaugural tendrá lugar el 12 de noviembre 1589.

En 1590 y 1591, descubre la cicloide y se sirve de ella para dibujar arcos de puentes. Igualmente experimenta sobre la caída de los cuerpos y redacta su primera obra de mecánica, el De motu. La realidad es que estas « experiencias » son puestas en duda hoy por hoy y sería una invención de su primer biógrafo, Vincenzo Viviani. Este volumen contiene ideas nuevas para la época, pero expone también, evidentemente los principios de la escuela aristotélica el sistema de Ptolomeo. Galileo los enseñará durante mucho tiempo después de estar convencido de la exactitud del sistema copernicano, falto de pruebas tangibles.

La universidad de Padua (1592-1610)

En 1592 se trasladó a la Universidad de Padua y ejerció como profesor de geometría, mecánica y astronomía hasta 1610. La marcha de Pisa se explica por diferencias con uno de los hijos del gran duque Fernando I de Toscana.

Padua pertenecía a la poderosa República de Venecia, lo que dio a Galileo una gran libertad intelectual, pues la Inquisición no era poderosa allí. Incluso si Giordano Bruno había sido entregado por los patricios de la república a la Inquisición, Galileo podía efectuar sus investigaciones sin muchas preocupaciones.

Enseña la mecánica aplicada, las matemática, la astronomía y la arquitectura militar. Después de la muerte de su padre en 1591, Galileo debe ayudar a cubrir las necesidades de la familia. Se pone a dar de numerosos clases particulares a los estudiantes ricos a los que aloja en su casa. Pero no es un buen gestor y solo con la ayuda financiera de sus protectores y amigos le permiten equilibrar sus cuentas.

En 1599, Galileo participa a la fundación de la Accademia dei Ricovrati con el abad Federico Cornaro.

El mismo año, Galileo se encuentra con Marina Gamba, una joven veneciana con la cual mantendrá una relación hasta 1610 (no se casan ni viven bajo el mismo techo). En 1600, nace su primera hija Virginia, seguido por su hermana Livia en 1601, luego un hijo, Vincenzo, en 1606. Después de la separación (no conflictiva) de la pareja, Galileo se encarga de sus hijos ; el enviará más tarde sus hijas al convento.

El año 1604

1604 es un año mirabilis para Galileo :

  • en julio, prueba su pompa de agua en un jardín de Padua ;
  • en octubre, descubre la ley del movimiento uniformemente acelerado, que el asocia a una ley de velocidades erróneas ;
  • en diciembre, comienza sus observaciones de una nova conocida al menos desde el 10 octubre. Consagre 5 lecciones sobre el tema el mes siguiente, y en febrero 1605 publica Dialogo de Cecco di Ronchitti in Perpuosito de la Stella Nova junto con D. Girolamo Spinelli. Aunque la aparición de una nueva estrella, y su desaparición repentina entra en total contradicción con la teoría establecida de la inalterabilidad de los cielos, Galileo continúa todavía como aristotélico en público, pero en privado ya es copernicano. Espera la prueba irrefutable sobre la cual apoyarse para denunciar el aristotelismo.

Retomando sus estudios sobre el movimiento, Galileo « muestra » que los proyectiles siguen, en el vacío, trayectorias parabólicas. Hará falta la gravitación universal de Newton, para generalizar a los misiles balísticos, donde las trayectorias son en efecto elípticas.

De 1606 a 1609

En 1606, Galileo construye su primer thermoscope, primer aparato de la historia que permite comparar de manera objetiva el nivel de calor y de frío. Ese mismo año, Galileo y dos de sus amigos caen enfermos el mismo día de una misma enfermedad infecciosa. Solo sobrevive Galileo, que permanecerá lisiado de reumatismo por el resto de sus días.

En los dos años que siguen, el sabio estudia las estructuras de los imanes. Todavía se puede contemplar sus trabajos en el museo de historia de Florencia.

El telescopio y sus consecuencias

Invención del telescopio

En mayo de 1609, Galileo recibe de París una carta del francés Jacques Badovere, uno de sus antiguos alumnos, quien le confirma un rumor insistente: la existencia de un telescopio que permite ver los objetos lejanos. Fabricado en Holanda, este telescopio habría permitido ya ver estrellas invisibles a simple vista. Con esta única descripción, Galileo, que ya no da cursos a Cosme II de Médicis, construye su primer telescopio. Al contrario que el telescopio holandés, este no deforma los objetos y los aumenta 6 veces, o sea el doble que su oponente. También es el único de la época que consigue obtener una imagen derecha gracias a la utilización de una lente divergente en el ocular. Este invento marca un giro en la vida de Galileo.

El 21 de agosto, apenas terminado su segundo telescopio (aumenta ocho o nueve veces), lo presenta al Senado de Venecia. La demostración tiene lugar en la cima del Campanile de la plaza de San Marco. Los espectadores quedan entusiasmados: ante sus ojos, Murano, situado a 2 km y medio, parece estar a 300 m solamente.

Galileo ofrece su instrumento y lega los derechos a la República de Venecia, muy interesada por las aplicaciones militares del objeto. En recompensa, es confirmado de por vida en su puesto de Padua y sus emolumentos se duplican. Se libera por fin de las dificultades financieras.

Sin embargo, contrariamente a sus alegaciones, no dominaba la teoría óptica y los instrumentos fabricados por él son de calidad muy variable. Algunos telescopios son prácticamente inutilizables (al menos en observación astronómica). En abril de 1610, en Bologna, por ejemplo, la demostración del telescopio es desastrosa, como así lo informa Martin Horky en una carta a Kepler.

Galileo reconoció en marzo de 1610 que, entre más de 60 telescopios que había construido, solamente algunos eran adecuados. Numerosos testimonios, incluido el de Kepler, confirman la mediocridad de los primeros instrumentos.

La observación de la Luna

Durante el otoño, Galileo continuó desarrollando su telescopio. En noviembre, fabrica un instrumento que aumenta veinte veces. Emplea tiempo para volver su telescopio hacia el cielo. Rápidamente, observando las fases de la Luna, descubre que este astro no es perfecto como lo quería la teoría aristotélica. La física aristotélica, que poseía autoridad en esa época, distinguía dos mundos:

  • el mundo « sublunar », que comprende la Tierra y todo lo que se encuentra entre la Tierra y la Luna; en este mundo todo es imperfecto y cambiante;
  • el mundo « supralunar », que comienza en la Luna y se extiende más allá. En esta zona, no existen más que formas geométricas perfectas (esferas) y movimientos regulares inmutables (circulares).

Galileo, por su parte, observó una zona transitoria entre la sombra y la luz, el terminador, que no era para nada regular, lo que por consiguiente invalidaba la teoría aristotélica y afirma la existencia de montañas en la Luna. Galileo incluso estima su altura en 7000 metros, más que la montaña más alta conocida en la época. Hay que decir que los medios técnicos de la época no permitían conocer la altitud de las montañas terrestres sin fantasías. Cuando Galileo publica su Sidereus Nuncius piensa que las montañas lunares son más elevadas que las de la Tierra, si bien en realidad son equivalentes.

La cabeza pensando en las estrellas

En pocas semanas, descubrirá la naturaleza de la Vía láctea, cuenta las estrellas de la constelación de Orión y constata que ciertas estrellas visibles a simple vista son, en verdad, cúmulos de estrellas. Galileo observa los anillos de Saturno pero no descubre su naturaleza. Estudia igualmente las manchas solares.

El 7 de enero 1610, Galileo hace un descubrimiento capital : remarca 3 estrellas pequeñas en la periferia de Júpiter. Después de varias noches de observación, descubre que son cuatro y que giran alrededor del planeta. Se trata de los satélites de Júpiter, que llama Calixto, Europa, Ganímedes e Io, (llamadas hoy satélites galileanos). El 4 de marzo 1610, publica en Florencia sus descubrimientos dentro de El mesajero de las estrellas (Sidereus Nuncius), resultado de sus primeras observaciones estelares.

Para él, Júpiter y sus satélites son un modelo del sistema solar. Gracias a ellos, piensa poder demostrar que las órbitas de cristal de Aristóteles no existen y que todos los cuerpos celestes no giran alrededor de la Tierra. Es un golpe muy duro a los aristotélicos. El corrige también a ciertos copernicanos que pretenden que todos los cuerpos celestes giran alrededor del Sol.

A fin de protegerse de la necesidad y sin duda deseoso de retornar a Florencia, Galileo llamará los satélites de Júpiter por algún tiempo los « astros mediciens », en honor de Cosme II de Medicis, su antiguo alumno y gran duque de Toscana. Galileo no ha dudado entre Cosmica sidera y Medicea sidera. El juego de palabras « Cosmica = Cosme » es evidentemente voluntario y es sólo después de la primera impresión que retiene la segunda denominación.

El 10 de abril, muestra estos astros a la corte de Toscana. Es un triunfo. El mismo mes, da tres cursos sobre el tema en Padua. Siempre en abril, Johannes Kepler ofrece su apoyo a Galileo. El astrónomo alemán no confirmará verdaderamente este descubrimiento — pero con entusiasmo — hasta septiembre, gracias a una lente ofrecida por Galileo en persona.

Observaciones en Florencia, presentación en Roma

El 10 de julio 1610, Galileo deja Venecia para trasladarse a Florencia.

A pesar de los consejos de sus amigos Sarpi y Sagredo, que temen que su libertad no sea restringida, el ha, en efecto, aceptado el puesto de Primer Matemático de la Universidad de Pisa (sin carga de cursos, ni obligación de residencia) y aquel de Primer Matématico y Primer Filósofo de gran duque de Toscana.

El 25 de julio 1610, Galileo orienta su lente astronómica hacia Saturno y descubre su extraña apariencia. Serán necesarios 50 años e instrumentos más poderosos para que Christiaan Huygens comprenda la naturaleza de los anillos de Saturno.

El mes siguiente, Galileo encuentra una astucia para observar el Sol en el telescopio y descubre las manchas solares. Las da una explicación satisfactoria.

En septiembre 1610, prosiguiendo con sus observaciones, descubre las fases de Venus. Para él, es una nueva prueba de la verdad del sistema copernicano, pues es fácil de interpretar este fenómeno gracias a la hipótesis heliocéntrica, puesto que es mucho más difícil de hacerlo basándose en la hipótesis geocéntrica.

Fue invitado el 29 de marzo 1611 por el cardenal Maffeo Barberini (futuro Urbano VIII) a presentar sus descubrimientos al Colegio pontifical de Roma y en la joven Academia de los Linces. Galileo permanecerá dentro de la capital pontifical un mes completo, durante el cual recibe todos los honores. La academia de los Linces le reserva un recibimiento entusiasta y le admite en tanto que sexto miembro. Desde ese momento, el lince de la academia adornará el frontispicio de todas las publicaciones de Galileo.

El 24 de abril 1611, el Colegio Romano, compuesto de jesuitas de los cuales Christopher Clavius es el miembro más eminente, confirma al cardenal Bellarmin que las observaciones de Galileo son exactas. No obstante, los sabios se guardan bien de confirmar o de denegar las conclusiones hechas por el florentino.

Galileo retorna a Florencia el 4 de junio.

Galileo atacado y condenado por las autoridades

La oposición se organiza

Galileo parece ir de triunfo en triunfo y convence a todo el mundo. Por tanto, los partisanos de la teoría geocéntrica según Aristóteles se convierten en enemigos encarnizados y los ataques contra el comienzan con la aparición de Sidereus Nuncius. Ellos no pueden permitirse el perder la afrenta y no quieren ver su ciencia puesta en cuestión.

Además, los métodos de Galileo, basados sobre la observación y la experiencia en vez de la autoridad de los partisanos de las teorías geocéntricas (que se apoyan sobre el prestigio de Aristóteles), están en oposición completa con los suyos, hasta tal punto que Galileo rechaza de compararse con ellos.

Al principio, solo se tratan de escaramuzas. Pero Sagredo escribe a Galileo, recién llegado a Florencia : « El poder y la generosidad de vuestro príncipe (el duque de Toscana) permiten de esperar que el sabrá reconocer vuestra dedicación y vuestro mérito ; pero en los mares agitados actuales, quien puede evitar de ser, yo no diría hundido, pero sí al menos duramente agitado por los vientos furiosos de los celos ? ».

La primera flecha viene de Martin Horky, discípulo del profesor Magini y enemigo de Galileo. Este asistente publica en junio 1610, sin consultar a su maestro, un panfleto contra el Sidereus Nuncius. Exceptuando los ataques personales, su argumento principal es el siguiente

Satélite natural

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Las lunas del Sistema Solar a escala comparadas con la Luna de la Tierra
Las lunas del Sistema Solar a escala comparadas con la Luna de la Tierra

Se denomina satélite natural o luna a cualquier objeto que orbita alrededor de un planeta. Generalmente el satélite es mucho más pequeño y acompaña al planeta en su evolución alrededor del Sol.

En el caso de la Luna, tiene una masa tan similar a la masa de la Tierra que podría considerarse como un sistema de dos planetas que giran juntos (planeta doble). Tal es el caso de Plutón y su satélite Caronte. Si dos objetos poseen masas similares, se suele hablar de sistema binario en lugar de un objeto primario y un satélite. El criterio habitual para considerar un objeto como satélite es que el centro de masas del sistema formado por los dos objetos esté dentro del objeto primario. El punto más elevado de la órbita del satélite se conoce como apoápside.

En el Sistema Solar, los nombres de los satélites son personajes de la mitología, excepto los de Urano que son personajes de diferentes obras de William Shakespeare.

Por extensión se llama lunas a los satélites de otros planetas. Se dice los cuatro satélites de Júpiter, pero también, las cuatro lunas de Júpiter. También por extensión se llama satélite natural o luna a cualquier cuerpo natural que gira alrededor de un cuerpo celeste, aunque no sea un planeta, como es el caso de la luna asteroidal Dactyl girando alrededor del asteroide (243) Ida etc.

[editar] Clasificación de los satélites en el Sistema Solar

Órbita satelital
Órbita satelital

En el Sistema Solar se puede clasificar los satélites según:

  • Satélites pastores: Cuando mantienen algún anillo de Júpiter, Saturno, Urano o Neptuno en su lugar.
  • Satélites troyanos: Cuando un planeta y un satélite importante tienen en los puntos de Lagrange L4 y L5 otros satélites.
  • Satélites coorbitales: Cuando giran en la misma órbita. Los satélites troyanos son coorbitales, pero también lo son los satélites de Saturno Jano y Epimeteo que distan en sus órbitas menos de su tamaño y en vez de chocar intercambian sus órbitas.
  • Satélites asteroidales: Algunos asteroides tienen satélites a su alrededor como (243) Ida y su satélite Dactyl. El 10 de agosto de 2005 se anunció el descubrimiento de un asteroide (87) Silvia que tiene dos satélites girando a su alrededor, Rómulo y Remo. Rómulo, la primera luna, se descubrió el 18 de febrero de 2001 en el telescopio W. M. Keck II de 10 metros en Mauna Kea. Tiene 18 km de diámetro y su órbita, a una distancia de 1370 km de Silvia, tarda en completarse 87,6 horas. Remo, la segunda luna, tiene 7 km de diámetro y gira a una distancia de 710 km, tardando 33 horas en completar una órbita alrededor de Silvia.

El término satélite natural se contrapone al de satélite artificial, objeto que giran en torno a la Tierra, la Luna o algunos planetas y que ha sido fabricado por el hombre.

Puesto que todos los satélites naturales siguen su órbita debido a la fuerza de gravedad, el movimiento del objeto primario también se ve afectado por el satélite. Es precisamente este fenómeno el que permite el descubrimiento de planetas extrasolares.

Todas las masas que forman el Sistema Solar, incluida la Tierra, son satélites del Sol, o satélites de esos objetos, como la Luna.

[editar] Satélites en el Sistema Solar

En el Sistema Solar se conocen 130 satélites, distribuidos:

Los planetas Mercurio y Venus no tienen ningún satélite natural. Sucesivas misiones no tripuladas han aumentado cada cierto tiempo estas cifras al descubrir nuevos satélites, y aun pueden hacerlo en el futuro.

Teoría del Big Bang

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Para otros usos de este término, véase Big Bang (desambiguación).
Según la teoría del Big Bang, el Universo se originó en una singularidad espaciotemporal de densidad infinita y físicamente paradójica. El espacio se ha expandido desde entonces por lo que los objetos astrofísicos se han alejado unos respecto a otros.
Según la teoría del Big Bang, el Universo se originó en una singularidad espaciotemporal de densidad infinita y físicamente paradójica. El espacio se ha expandido desde entonces por lo que los objetos astrofísicos se han alejado unos respecto a otros.

En cosmología, se llama teoría del Big Bang o teoría de la gran explosión a un modelo dentro de la teoría de la relatividad general que describe el desarrollo del Universo temprano y su forma. Técnicamente, se trata de una colección de soluciones de las ecuaciones de la relatividad general, llamados modelos de Friedmann - Robertson - Walker. El término "Big Bang" se utiliza tanto para referirse específicamente al momento en el que se inició la expansión observable del Universo (cuantificada en la ley de Hubble), como en un sentido más general para referirse al paradigma cosmológico que explica el origen y la evolución del mismo. Curiosamente, fue el astrofísico inglés Fred Hoyle, uno de los detractores de esta teoría y, a su vez, uno de los principales defensores de la teoría del estado estacionario, quien, en 1950 y para mofarse, caricaturizó esta explicación con la expresión big bang ("gran explosión", "gran boom" en el inicio del universo), nombre con el que hoy se conoce dicha teoría.

La idea central del Big Bang es que la teoría de la relatividad general puede ser combinada con las observaciones de isotropía y homogenidad a gran escala de la distribución de galaxias y los cambios de posición entre ellas, permitiendo extrapolar las condiciones del universo antes o después en el tiempo.

Una consecuencia de todos los modelos de Big Bang es que en el pasado el universo tenía una temperatura más alta y una mayor densidad y, por tanto, que las condiciones del universo actual son diferentes de sus condiciones en el pasado o en el futuro. A partir de este modelo, George Gamow en 1948 pudo predecir que debería haber evidencia de un Big Bang en un fenómeno más tarde bautizado como radiación de fondo de microondas cósmicas (CMB). El CMB fue descubierto en los años 1960 y se utiliza como confirmación de la teoría del Big Bang sobre su más importante alternativa, la teoría del estado estacionario.

Para llegar a esta explicación, diversos científicos, con sus estudios, han ido construyendo el camino que lleva a la génesis del modelo del Big Bang.

Los trabajos de Alexander Friedman, del año 1922, y de Georges Lemaître, de 1927, utilizaron la teoría de la relatividad para demostrar que el universo estaba en movimiento constante. Poco después, en 1929, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble (1889-1953), descubrió galaxias más allá de la Vía Láctea que se alejaban de nosotros, como si el universo se dilatara constantemente. En 1948, el físico ruso nacionalizado estadounidense, George Gamow (1904-1968), planteó que el universo se creó a partir de una gran explosión (Big Bang). Recientemente, ingenios espaciales puestos en órbita (COBE) han conseguido "oír" el eco de esta gigantesca explosión primigenia.

Dependiendo de la cantidad de materia en el Universo, éste puede expandirse indefinidamente o frenar su expansión lentamente hasta producirse una contracción global. El fin de esa contracción se conoce con un término contrario al Big Bang: el Big Crunch o 'Gran Colapso'. Si el Universo se encuentra en un punto crítico, puede mantenerse estable ad eternum

Tabla de contenidos

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[editar] Historia de la teoría

La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones y de un avance teórico. Por medio de observaciones en los años 1910, el astrónomo estadounidense Vesto Slipher y después el de Estrasburgo Carl Wilhelm Wirtz determinaron que la mayoría de las nebulosas espirales se alejaban de la tierra; pero no llegaron a darse cuenta de las implicaciones cosmológicas de esta observación, ni tampoco que las supuestas nebulosas eran en realidad galaxias más allá de nuestra propia vía Láctea.

También en la segunda década del siglo XX, la teoría de Albert Einstein sobre la relatividad general no admite soluciones estáticas (es decir, el universo debe estar en expansión o en reducción) un resultado que él mismo consideró equivocado, por lo que trató de corregirlo agregando la constante cosmológica. El primero en aplicar formalmente la relatividad a la cosmología sin la constante cosmológica fue Alexander Friedman cuyas ecuaciones describen el universo Friedman-Lemaître-Robertson-Walker, que puede expandirse o contraerse.

Entre 1927 y 1930, el padre jesuita belga Georges Lemaître obtuvo independientemente las ecuaciones Friedman - Lemaître - Robertson - Walker y propuso, sobre la base de la recesión de las nebulosas espirales, que el universo se inició con la explosión de un átomo primigenio, lo que más tarde fue llamado el Big Bang.

En 1929, Edwin Hubble realizó observaciones que sirvieron de base para comprobar la teoría de Lemaître. Hubble probó que las nebulosas espirales son galaxias y midió sus distancias observando las estrellas variables cefeidas en galaxias distantes. Descubrió que las galaxias se alejan entre ellas a velocidades (relativas a la Tierra) directamente proporcionales a su distancia. Este hecho se conoce ahora como la Ley de Hubble (véase Edwin Hubble: Marinero de las Nebulosas por Edward Christianson).

Según el principio cosmológico, el alejamiento de las galaxias sugería que el universo está en expansión. Esta idea ocasionó dos posibilidades opuestas. La primera era la teoría Big Bang de Lemaître, apoyada y desarrollada por George Gamow. La segunda posibilidad era el modelo de la teoría del estado estacionario de Fred Hoyle, en la cual la nueva materia sería creada mientras las galaxias se alejan entre ellas. En este modelo, el universo es básicamente el mismo en un momento dado en el tiempo. Durante muchos años hubo adeptos por igual a ambas teorías.

Con el pasar de los años, las evidencias observacionales apoyan la idea de que el universo evolucionó a partir de un estado denso y caliente. Desde el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas en 1965, ha sido considerada como la mejor teoría para explicar el origen y evolución del cosmos. Antes de finales de los años 1960, muchos cosmólogos pensaban que la singularidad infinitamente densa del tiempo inicial en el modelo cosmológico de Friedman era una sobre idealización, y que el universo se contraería antes de empezar a expandirse nuevamente. Ésta es la teoría de Richard Tolman de un universo oscilante. En los años 1960, Stephen Hawking y otros demostraron que esta idea no era factible, y que la singularidad es un componente esencial de la gravedad de Einstein. Esto llevó a la mayoría de los cosmólogos a aceptar la teoría del Big Bang, según la cual el universo que observamos se inició hace un tiempo finito.

Prácticamente todos los trabajos teóricos actuales en cosmología tratan de extender o refinar elementos de la teoría del Big Bang. Mucho del trabajo actual en cosmología incluye el entender cómo se formaron las galaxias en el contexto del Big Bang, entender lo que allí ocurrió y cotejar nuevas observaciones con la teoría básica.

A finales de los años 1990 y principios del siglo XXI se lograron enormes avances en la cosmología del Big Bang como resultado de importantes avances en telescopía en combinación con grandes cantidades de datos satelitales de COBE, el telescopio espacial Hubble y WMAP. Estos datos han permitido a los cosmólogos calcular muchos de los parámetros del Big Bang hasta un nuevo nivel de precisión y condujeron al descubrimiento inesperado de que el universo está en aceleración.

[editar] Descripción del Big Bang

Basándose en medidas de la expansión del universo utilizando observaciones de las supernovas tipo 1a, en medidas de la variación de temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de microondas y en medidas de la función de correlación de las galaxias, la edad del universo es de 13,7 ± 0,2 miles de millones de años. Es notable el hecho de que tres medidas independientes sean consistentes, por lo que se consideran como una fuerte evidencia del llamado modelo de concordancia que describe la naturaleza detallada del universo.

El universo en sus primeros momentos estaba lleno homogénea e isotrópicamente con una energía muy densa y tenía una temperatura y presión concomitante. Se expandió y se enfrió, experimentando unos cambios de fase análogos a la condensación de vapor o la congelación de agua, pero relacionados con las partículas elementales.

Aproximadamente 10-35 segundos después de la época de Planck un cambio de fase causó que el universo se expandiese de forma exponencial durante un período llamado inflación cósmica. Al terminar la inflación, los componentes materiales del universo quedaron en la forma de un plasma quark-gluon en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en forma relativista. Con el crecimiento en tamaño del universo, la temperatura bajó. A cierta temperatura, debido a un cambio todavía desconocido llamado la bariogénesis, los quarks y gluones se combinaron en bariones tal como el protón y el neutrón, produciendo de alguna manera la asimetría observada entre materia y antimateria. Las temperaturas aún más bajas condujeron a nuevos cambios de fase que rompen la simetría así que les dieron su forma actual a las fuerzas fundamentales de la física y a las partículas elementales. Más tarde unos protones y neutrones se combinaron para formar los núcleos de deuterio y de helio en un proceso llamado nucleosíntesis primordial. Al enfriarse el universo, la materia gradualmente dejó de moverse de forma relativista y su densidad de energía comenzó a dominar gravitacionalmente sobre la radiación. Pasados 300.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron para formar los átomos (mayoritariamente de hidrógeno). Por eso la radiación se desacopló de los átomos y continuó por el espacio prácticamente sin obstáculos. Ésta es la radiación de fondo de microondas.

Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente más densas de la materia casi uniformemente distribuida crecieron gravitacionalmente haciéndose más densas, formando nubes, estrellas, galaxias y el resto de las estructuras astronómicas que actualmente se observan. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materia en el universo. Los tres tipos posibles se conocen como materia oscura fría, materia oscura caliente y materia bariónica. Las mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP) muestran que la forma más común de materia en el universo es la materia oscura fría. Los otros dos tipos de materia sólo serían el 20% de la materia del universo.

El universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura. Aproximadamente 70% de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Ese componente del universo se revela por su propiedad de causar que la expansión del universo varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia produciendo que el espacio-tiempo se expanda más rápidamente que lo esperado a grandes distancias. La energía oscura toma la forma de una constante cosmológica en las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero los detalles de esta ecuación de estado y su relación con el modelo estándar de física de partículas continúan siendo investigados tanto de forma teórica como por medio de observaciones.

Más misterios aparecen cuando se investiga más cerca del principio, cuando las energías de las partículas eran más altas de lo que ahora se puede estudiar mediante experimentos. No hay ningún modelo físico convincente para el primer 10-33 segundo del universo, antes del cambio de fase que forma parte de la teoría de unificación grande. En el "primer instante", la teoría gravitacional de Einstein predice una singularidad gravitacional en donde las densidades son infinitas. Para resolver esta paradoja física, hace falta una teoría de la gravedad cuántica. La comprensión de este período de la historia del universo figura entre los mayores problemas no resueltos de la física.

[editar] Base teórica

La teoría del Big Bang en su forma actual depende de tres suposiciones:

  1. La universalidad de las leyes de la física
  2. El principio cosmológico
  3. El principio de Copérnico

Inicialmente, estas tres ideas fueron tomadas como postulados, pero actualmente se intenta verificar cada una de ellas. La universalidad de las leyes de física ha sido verificada al nivel de las más grandes constantes físicas llevando su margen de error hasta el orden de 10-5. La isotropía del universo que define el principio cosmológico ha sido verificada hasta un orden de 10-5. Actualmente se intenta verificar el principio copernicano observando la interacción entre grupos de galaxias y el CMB por medio del efecto Sunyaev-Zeldovich con un nivel de exactitud del 1%.

La teoría del Big Bang utiliza el postulado de Weyl para medir sin ambigüedad el tiempo en cualquier momento en el pasado a partir del la época de Planck. Las medidas en este sistema dependen de coordenadas conformales en las cuales las llamadas distancias codesplazantes y tiempos conformales permiten no considerar la expansión del universo para las medidas de espacio-tiempo. En ese sistema de coordenadas, los objetos que se mueven con el flujo cosmológico mantienen siempre la misma distancia codesplazante y el horizonte o límite del universo se fija por el tiempo codesplazante.

Visto así, el Big Bang no es una explosión de materia que se aleja para llenar un universo vacío, es el espacio-tiempo el que se extiende. Y su expansión es la que causa el incremento de la distancia física entre dos puntos fijos en nuestro universo. Cuando los objetos están ligados entre ellos (por ejemplo por una galaxia), no se alejan con la expansión del espacio-tiempo debido a que se asume que las leyes de la física que los gobiernan son uniformes e independientes del espacio métrico. Más aún, la expansión del universo en las escalas actuales locales es tan pequeño que cualquier dependencia de las leyes de física en la expansión no sería medible con las técnicas actuales.

[editar] Evidencias

En general, se consideran tres las evidencias empíricas que apoyan la teoría cosmológica del Big Bang. Éstas son la expansión del universo que se expresa en la Ley de Hubble y que se puede apreciar en el corrimiento hacia el rojo de las galaxias, las medidas detalladas del fondo cósmico de microondas, y la abundancia de elementos ligeros. Además, la función de correlación de la estructura a gran escala en el universo encaja con la teoría del Big Bang.

[editar] Expansión expresada en la ley de Hubble

Artículo principal: ley de Hubble

De la observación de galaxias y quasars lejanos se desprende que estos objetos sufren un corrimiento hacia el rojo, lo que quiere decir que la luz que emiten se ha desplazado proporcionalmente hacia longitudes de onda más largas. Esto se comprueba tomando el espectro de los objetos y después comparando el patrón espectroscópico de las líneas de emisión o absorción correspondientes a átomos de los elementos que interactúan con la radiación. En este análisis, se puede apreciar cierto corrimiento hacia el rojo, lo que se explica por una velocidad recesional correspondiente al efecto Doppler en la radiación. Al representar estas velocidades recesionales frente a las distancias a los objetos, guardan una relación lineal, conocida como Ley de Hubble:

v = H_0 \cdot D \,

donde v es la velocidad recesional, D es la distancia al objeto y H0 es la constante de Hubble, que el satélite WMAP estimó en 71 ± 4 km/s/Mpc.

[editar] Fondo cósmico de microondas

WMAP imagen de la radiación de fondo de microondas
WMAP imagen de la radiación de fondo de microondas

Una de las características de la teoría del Big Bang es la predicción de la radiación de fondo de microondas o CMB (Cosmic microwave background). El universo temprano, debido a su alta temperatura, se habría llenado de luz emitida por sus otros componentes. Mientras el universo se enfriaba debido a la expansión, su temperatura habría caído por debajo de 3.000 K. Por encima de esta temperatura, los electrones y protones están separados, haciendo el universo opaco a la luz. Por debajo de 3.000 K, se forman los átomos, permitiendo el paso de la luz a través del gas del universo. Esto es lo que se conoce como disociación de fotones (***).

La radiación en este momento habría tenido el espectro del cuerpo negro y habría viajado libremente durante el resto de vida del universo, sufriendo un corrimiento hacia el rojo como consecuencia de la expansión de Hubble. Esto hace variar el espectro del cuerpo negro de 3.000 K (*) a un espectro del cuerpo negro con una temperatura mucho menor. La radiación, vista desde cualquier punto del universo, parecerá provenir de todas las direcciones en el espacio.

En 1965, Arno Penzias y Robert Wilson, mientras desarrollaban una serie de observaciones de diagnóstico con un receptor de microondas propiedad de los Laboratorios Bell descubrieron el fondo cósmico de microondas. Su descubrimiento proporcionó una confirmación sustancial de las predicciones generales respecto al CMB —la radiación resultó ser isotrópica y constante, con un espectro del cuerpo negro de cerca de 3 K— e inclinó la balanza hacia la hipótesis del Big Bang. Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel por su descubrimiento.

En 1989, la NASA lanzó el COBE (Cosmic background Explorer, y los resultados iniciales, proporcionados en 1990, fueron consistentes con las predicciones generales que la teoría del Big Bang hace sobre la CMB. El COBE halló una temperatura residual de 2.726 K y determinó que el CMB era isotrópico en torno a una de cada 105 partes. Durante la década de los 90 se investigó más extensamente la anisotropía en el CMB mediante un gran número de experimentos en tierra y, midiendo la distancia angular media (la distancia en el cielo) de las anisotropías, se vio que el universo era geométricamente plano.***

A principios de 2003 se dieron a conocer los resultados de la Sonda Wilkinson de Anisotropías del fondo de Microondas (en inglés Wilkinson Microwave Anisotropy Probe o WMAP), mejorando los que hasta entonces eran los valores más precisos de algunos parámetros cosmológicos. (Véase también experimentos sobre el fondo cósmico de microondas). Este satélite también refutó varios modelos inflacionistas específicos, pero los resultados eran constantes con la teoría de la inflación en general.

[editar] Abundancia de elementos primordiales

Artículo principal: Nucleosíntesis primordial

Se puede calcular, usando la teoría del Big Bang, la concentración de helio-4, helio-3, deuterio y litio-7 en el universo como proporciones con respecto a la cantidad de hidrógeno normal, H. Todas las abundancias dependen de un solo parámetro, la razón entre fotones y bariones. La proporción predicha es de cerca de 0,25 para 4He/H, alrededor de 10-3 para ²H/H, alrededor de 10-4 para ³He/H y cerca de 10-9 para el 7Li/H.

Estas abundancias medidas concuerdan con las predichas a partir de un único valor de la razón barión frente a fotón***, y se considera una fuerte evidencia en favor del Big Bang, ya que esta teoría es la única explicación conocida para la abundancia relativa de elementos ligeros. De hecho no hay, fuera de la teoría del Big Bang, ninguna otra razón obvia por la que el universo debiera, por ejemplo, tener más helio-4 que deuterio o más deuterio que helio-3.

[editar] Evolución y distribución galáctica

Las observaciones detalladas de la morfología y estructura de las galaxias y quasars proporcionan una fuerte evidencia del Big-Bang. La combinación de las observaciones con la teoría sugiere que los primeros quasars y galaxias se formaron hace alrededor de mil millones de años después del Big Bang, y desde ese momento se han estado formando estructuras más grandes, como los cúmulos de galaxias y supercúmulos. Las poblaciones de estrellas han ido envejeciendo y evolucionando, de modo que las galaxias lejanas (que se observan tal y como eran en el principio del universo) son muy diferentes de las galaxias cercanas (que se observan en un estado más reciente). Por otro lado, las galaxias formadas hace relativamente poco son muy diferentes de las galaxias que se formaron a distancias similares pero poco después del Big Bang. Estas observaciones son argumentos sólidos en contra de la teoría del estado estacionario. Las observaciones de la formación estelar, la distribución de quasars y galaxias, y las estructuras más grandes concuerdan con las simulaciones obtenidas sobre la formación de la estructura en el universo a partir del Big Bang, y están ayudando a completar detalles de la teoría.

[editar] Problemas comunes

Históricamente, han surgido un cierto número de problemas dentro de la teoría del Big Bang. Algunos de ellos sólo tienen interés histórico y han sido evitados, sea por medio de modificaciones a la teoría o como resultado de observaciones más precisas. Otros aspectos, como el problema de la penumbra en cúspide y el problema de la galaxia enana de materia oscura fría, no son considerados graves dado que pueden ser resueltos por refinamiento de la teoría.

Existe un pequeño número de proponentes de cosmologías no estándar que piensan que no hubo Big Bang. Afirman que las soluciones a los problemas conocidos del Big Bang contienen modificaciones ad hoc y agregados a la teoría. Las partes más atacadas de la teoría incluyen lo concerniente a la materia oscura, la energía oscura y la inflación cósmica. Estas características del universo son cada una sugeridas por observaciones de la radiación de fondo de microondas, la estructura a gran escala del cosmos y las supernovas de tipo IA, pero se encuentran en la frontera de la física moderna (ver problemas no resueltos de la física). Si bien los efectos gravitacionales de materia y energía oscuras son bien conocidos de forma observacional y teórica, todavía no han sido incorporados al modelo estándar de la física de partículas de forma aceptable. Estos aspectos de la cosmología estándar siguen sin tener una explicación adecuada, pero la mayoría de astrónomos y físicos aceptan que la concordancia entre la teoría del Big Bang y la evidencia observacional es tan cercana que permite establecer con cierta seguridad casi todos los aspectos básicos de la teoría.

Los siguientes son algunos de los problemas y enigmas comunes del Big Bang:

[editar] El problema del horizonte

Artículo principal: problema del horizonte

El problema del horizonte, también llamado problema de la causalidad, resulta del hecho de que la información no puede viajar más rápido que la luz, de manera que dos regiones en el espacio separadas por una distancia mayor que la velocidad de la luz multiplicada por la edad del universo no pueden estar causalmente conectadas. La isotropía observada de la radiación de fondo de microondas (CMB) es en este aspecto problemática debido a que el tamaño del horizonte de partículas en ese tiempo corresponde a un tamaño de cerca de dos grados en el cielo. Si el universo hubiera tenido la misma historia de expansión desde la época de Planck, no habría mecanismo que pudiera hacer que estas regiones tuvieran la misma temperatura.

Esta aparente inconsistencia se resuelve con la teoría inflacionista en la cual un campo de energía escalar isotrópico domina el universo al transcurrir un tiempo de Planck luego de la época de Planck. Durante la inflación, el universo sufre una expansión exponencial, y regiones que se afectan entre ellas se expanden más allá de sus respectivos horizontes. El principio de incertidumbre de Heisenberg predice que durante la fase inflacionista habrá fluctuaciones primordiales, que serán amplificadas hasta la escala cósmica. Estas fluctuaciones sirven de semilla para toda la estructura actual del universo. Al pasar la inflación, el universo se expande siguiendo la ley de Hubble y las regiones que estaban demasiado lejos para afectarse entre ellas vuelven al horizonte. Esto explica la isotropía observada de la CMB. La inflación predice que las fluctuaciones primordiales son casi invariantes según la escala y que tienen una distribución normal o gaussiana, lo cual ha sido confirmado con precisión por medidas de la CMB.

En 2003 apareció otra teoría para resolver este problema, la velocidad variante de la luz de Joao Magueijo, que aunque a la larga contradice la relatividad de Einstein usa su ecuación incluyendo la constante cosmológica para resolver el problema de una forma muy eficaz que también ayuda a solucionar el problema de la planeidad.

[editar] El problema de la planitud

Artículo principal: problema de la planitud

El problema de la planitud (flatness en inglés) es un problema observacional que resulta de las consecuencias que la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker tiene para con la geometría del universo. En general, se considera que existen tres tipos de geometrías posibles para nuestro universo según su curvatura: geometría hiperbólica, geometría euclidiana o plana y geometría elíptica. Dicha geometría viene determinada por la cantidad total de densidad de energía del universo (medida mediante el tensor de tensión-energía).

Siendo ρ la densidad de energía medida observacionalmente y ρc la densidad crítica se tiene que para las diferentes geometrías las relaciones entre ambos parámetros han de ser las que siguen:

Hiperbólico --> ρ < ρc || Plano --> ρ = ρc || Elíptico --> ρ > ρc

Se ha medido que en los primeros momentos del universo su densidad tuvo que ser 10-15 veces (una milbillonésima parte) la densidad crítica. Cualquier desviación mayor hubiese conducido a una muerte térmica o un Big Crunch y el universo no sería como ahora.

La solución a este problema viene de nuevo de la teoría inflacionaria. Durante el periodo inflacionario el espaciotiempo se expandió tan rápido que provocó una especie de estiramiento del universo acabando con cualquier curvatura residual que pudiese haber. Así la inflación pudo hacer al universo plano, de ahí el nombre planitud.

[editar] Edad de los cúmulos globulares

A mediados de los años 90, las observaciones realizadas de los cúmulos globulares parecían no concondar con la Teoría del Big Bang. Las simulaciones realizadas por ordenador de acuerdo con las observaciones de las poblaciones estelares de cúmulos de galaxias sugirieron una edad de cerca de 15.000 millones de años, lo que entraba en conflicto con la edad del universo, estimada en 13.700 millones de años. El problema quedó resuelto a finales de esa década, cuando las nuevas simulaciones realizadas, que incluían los efectos de la pérdida de masa debida a los vientos estelares, indicaron que los cúmulos globulares eran mucho más jóvenes. Quedan aún en el aire algunas preguntas en cuanto a con qué exactitud se miden las edades de los cúmulos, pero está claro que éstos son algunos de los objetos más antiguos del universo.

[editar] Monopolos magnéticos

La objeción de los monopolos magnéticos fue propuesta a finales de la década de 1970. Las teorías de la gran unificación predicen defectos topológicos en el espacio que se manifestarían como monopolos magnéticos encontrándose en el espacio con una densidad mucho mayor a la observada. De hecho, hasta ahora, no se ha dado con ningún monopolo. Este problema también queda resuelto mediante la inflación cósmica, dado que ésta elimina todos lo puntos defectuosos del universo observable de la misma forma que conduce la geometría hacia su forma plana. Es posible que aun así pueda haber monopolos pero se ha calculado que apenas si habría uno por cada universo visible, una cantidad ínfima y no observable en todo caso.

[editar] Materia oscura

En las diversas observaciones realizadas durante las décadas de los 70 y 80 (sobre todo las de las curvas de rotación de las galaxias) se mostró que no había suficiente materia visible en el universo para explicar la intensidad aparente de las fuerzas gravitacionales que se dan en y entre las galaxias. Esto condujo a la idea de que hasta un 90% de la materia en el universo no es materia común o bariónica sino materia oscura. Además, la asunción de que el universo estuviera compuesto en su mayor parte por materia común llevó a predicciones que eran fuertemente inconsistentes con las observaciones. En particular, el universo es mucho menos "inhomogéneo" y contiene mucho menos deuterio de lo que se puede considerar sin la presencia de materia oscura. Mientras que la existencia de la materia oscura era inicialmente polémica, ahora es una parte aceptada de la cosmología estándar, debido a las observaciones de las anisotropías en el CMB, dispersión de velocidades de los cúmulos de galaxias, y en las estructuras a gran escala, estudios de las lentes gravitacionales y medidas por medio de rayos x de los cúmulos de galaxias. La materia oscura se ha detectado únicamente a través de su huella gravitacional; no se ha observado en el laboratorio ninguna partícula que se le pueda corresponder. Sin embargo, hay muchos candidatos a materia oscura en física de partículas (como, por ejemplo, las partículas pesadas y neutras de interacción débil o WIMPS (Wikly interactive massive particles)), y se están llevando a cabo diversos proyectos para detectarla.

[editar] Energía oscura

En los años 90, medidas detalladas de la densidad de masa del universo revelaron que ésta sumaba en torno al 30% de la densidad crítica. Puesto que el universo es plano, como indican las medidas del fondo cósmico de microondas, quedaba un 70% de densidad de energía sin contar. Este misterio aparece ahora conectado con otro: las mediciones independientes de las supernovas de tipo Ia han revelado que la expansión del universo experimenta una aceleración de tipo no lineal, en vez de seguir estrictamente la Ley de Hubble. Para explicar esta aceleración, la relatividad general necesita que gran parte del universo consista en un componente energético con gran presión negativa. Se cree que esta energía oscura constituye ese 70% restante. Su naturaleza sigue siendo uno de los grandes misterios del Big Bang. Los candidatos posibles incluyen una constante cosmológica escalar y una quintaesencia. Actualmente se están realizando observaciones que podrían ayudar a aclarar este punto.

[editar] El futuro de acuerdo a la teoría del Big Bang

Antes de las observaciones de la energía oscura, los cosmólogos consideraron dos posibles escenarios para el futuro del universo. Si la densidad de masa del Universo se encuentra sobre la densidad crítica, entonces el Universo alcanzaría un tamaño máximo y luego comenzaría a colapsarse. Éste se haría más denso y más caliente nuevamente, terminando en un estado similar al estado en el cual empezó en un proceso llamado Big Crunch. Por otro lado, si la densidad en el Universo es igual o menor a la densidad crítica, la expansión disminuiría su velocidad, pero nunca se detendría. La formación de estrellas cesaría mientras el Universo en crecimiento se haría menos denso cada vez. El promedio de la temperatura del universo podría acercarse asintóticamente al cero absoluto (0 K ó -273,15ºC). Los agujeros negros se evaporarían por efecto de la radiación Hawking. La entropía del universo se incrementaría hasta el punto en que ninguna forma de energía podría ser extraída de él, un escenario conocido como muerte térmica. Más aún, si existe la descomposición del protón, proceso por el cual un protón decaería a partículas menos masivas emitiendo radiación en el proceso, entonces todo el hidrógeno, la forma predominante del materia bariónica en el universo actual, desaparecería a muy largo plazo, dejando solo radiación.

Las observaciones modernas de la expansión acelerada implican que cada vez una mayor parte del universo visible en la actualidad quedará más allá de nuestro horizonte de sucesos y fuera de contacto. Se desconoce cuál sería el resultado de este evento. El modelo Lambda-CMD del universo contiene energía oscura en la forma de una constante cosmológica (de alguna manera similar a la que había incluido Einstein en su primera versión de las ecuaciones de campo). Esta teoría sugiere que sólo los sistemas mantenidos gravitacionalmente, como las galaxias, se mantendrían juntos, y ellos también estarían sujetos a la muerte térmica a medida que el universo se enfriase y expandiese. Otras explicaciones de la energía oscura-llamadas teorías de la energía fantasma sugieren que los cúmulos de galaxias y finalmente las galaxias mismas se desgarrarán por la eterna expansión del universo, en el llamado Big Rip.

[editar] Física especulativa más allá del Big Bang

A pesar de que el modelo del Big Bang se encuentra bien establecido en la cosmología, es probable que se refine en el futuro. Se tiene muy poco conocimiento sobre el universo más temprano, durante el cual se postula que ocurrió la inflación. También es posible que existan porciones del Universo mucho más allá de lo que es observable en principio. En la teoría de la inflación, esto es un requisito: La expansión exponencial ha empujado grandes regiones del espacio más allá de nuestro horizonte observable. Puede ser posible deducir qué ocurrió cuando tengamos un mejor entendimiento de la física a altas energías. Las especulaciones hechas al respecto, por lo general involucran teorías de gravedad cuántica.

Algunas propuestas son:

  • inflación caótica
  • cosmología de membranas incluyendo el modelo ekpyrotico en el cual el Big Bang es el resultado de una colisión entre membranas.
  • un universo oscilante en el cual el estado primitivo denso y caliente del universo temprano deriva del Big Crunch de un universo similar al nuestro. El universo pudo haber atravesado un número infinito de big bangs y big crunchs. El cíclico, una extensión del modelo ekpyrótico, es una variación moderna de esa posibilidad.
  • modelos que incluyen la condición de contorno de Hartle-Hawking en la cual totalidad del espacio-tiempo es finito. Algunas posibilidades son compatibles cualitativamente unas con otras. En cada una se encuentran involucradas hipótesis aún no testeadas.

[editar] Interpretaciones filosóficas y religiosas

Existe un gran número de interpretaciones sobre la teoría del Big Bang que son completamente especulativas o extra-científicas. Algunas de estas ideas tratan de explicar la causa misma del Big Bang (primera causa), y fueron criticadas por algunos filósofos naturalistas por ser solamente nuevas versiones del mito de la creación. Algunas personas creen que la teoría del Big Bang brinda soporte a antiguos enfoques de la creación, como por ejemplo el que se encuentra en el Génesis, mientras otros creen que todas las teorías del Big Bang son inconsistentes con las mismas.

El Big Bang como teoría científica no se encuentra asociado con ninguna religión. Mientras algunas interpretaciones fundamentalistas de las religiones entran en conflicto con la historia del universo postulada por la teoría del Big Bang, la mayoría de las interpretaciones son liberales.

A continuación sigue una lista de varias interpretaciones religiosas de la teoría del Big Bang:

  • Un número de apólogos del Cristianismo, la Iglesia Católica Romana en particular, han aceptado el Big Bang como una descripción del origen del Universo, interpretando que da a lugar a una primer causa filosófica. El Papa Pío XII fue un entusiasta impulsor de la teoría del Big Bang, incluso antes de que fuera establecida científicamente.
  • Algunos estudiantes del Kabbalah, el deísmo y otras fes no antropomórficas, concuerdan con la teoría del Big Bang, conectándola por ejemplo con la teoría de la "retracción divina" (tzimtzum) como es explicado por el Judío Moises Maimonides.
  • Algunos islamicos modernos creen que el Corán hace un paralelo con el Big Bang en su relato sobre la creación, descripta como sigue: "¿No ven los no creyentes que los cielos y la tierra fueron unidos en una sola unidad de creación, antes de que nosotros los separáramos a la fuerza? Hemos creado todos los seres vivientes a partir del agua." (Cap:21,Ver:30). El Corán también parece describir un universo en expansión: "Hemos construido el cielo con poder, y lo estamos expandiendo." (Cap:52,Ver:47).
  • Algunas ramas teístas del Hinduísmo, tales como las tradiciones de Baishnava, conciben una teoría de la creación con ejemplos narrados en el tercer libro de la Bhagavata Purana (principalmente, en los capítulos 10 y 26), donde se describe un estado primordial el cual explota mientras el Gran Vishnu observa, transformándose en el estado activo de la suma total de la materia ("prakriti").
  • El Budismo posee una concepción del universo en el cual no hay un evento de creación. Sin embargo, no parece ser que la teoría del Big Bang entrara en conflicto con la misma, ya que existen formas de obtener un universo eterno según el paradigma. Cierto número de filósofos Zen populares estuvieron muy interesados, en particular, por el concepto del universo oscilante

[editar] Véase también

[editar] Bibliografía


[editar] Inglés

[editar] Introducciones técnicas

  • S. Dodelson, Modern Cosmology, Academic Press (2003). Released slightly before the WMAP results, this is the most modern introductory textbook.
  • E. W. Kolb and M. S. Turner, The Early Universe, Addison-Wesley (1990). This is the classic reference for cosmologists.
  • P. J. E. Peebles, Principles of Physical Cosmology, Princeton University Press (1993). Peebles' book has a strong historical focus.

[editar] Fuentes de primera mano

  • G. Lemaître, "Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques" (A homogeneous Universe of constant mass and growing radius accounting for the radial velocity of extragalactic nebulae), Annals of the Scientific Society of Brussels 47A (1927):41—General Relativity implies the universe has to be expanding. Einstein brushed him off in the same year. Lemaître's note was translated in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 91 (1931): 483–490.
  • G. Lemaître, Nature 128 (1931) suppl.: 704, with a reference to the primeval atom.
  • R. A. Alpher, H. A. Bethe, G. Gamow, "The Origin of Chemical Elements, "Physical Review 73 (1948), 803. The so-called αβγ paper, in which Alpher and Gamow suggested that the light elements were created by protons capturing neutrons in the hot, dense early universe. Bethe's name was added for symmetry.
  • G. Gamow, "The Origin of Elements and the Separation of Galaxies," Physical Review 74 (1948), 505. These two 1948 papers of Gamow laid the foundation for our present understanding of big-bang nucleosynthesis.
  • G. Gamow, Nature 162 (1948), 680.
  • R. A. Alpher, "A Neutron-Capture Theory of the Formation and Relative Abundance of the Elements," Physical Review 74 (1948), 1737.
  • R. A. Alpher and R. Herman, "On the Relative Abundance of the Elements," Physical Review 74 (1948), 1577. This paper contains the first estimate of the present temperature of the universe.
  • R. A. Alpher, R. Herman, and G. Gamow Nature 162 (1948), 774.
  • A. A. Penzias and R. W. Wilson, "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s," Astrophysical Journal 142 (1965), 419. The paper describing the discovery of the cosmic microwave background.
  • R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll and D. T. Wilkinson, "Cosmic Black-Body Radiation," Astrophysical Journal 142 (1965), 414. The theoretical interpretation of Penzias and Wilson's discovery.
  • A. D. Sakharov, "Violation of CP invariance, C asymmetry and baryon asymmetry of the universe," Pisma Zh. Eksp. Teor. Fiz. 5, 32 (1967), translated in JETP Lett. 5, 24 (1967).
  • R. A. Alpher and R. Herman, "Reflections on early work on 'big bang' cosmology" Physics Today Aug 1988 24–34. A review article.

[editar] Religión y filosofía

  • Leeming, David Adams, and Margaret Adams Leeming, A Dictionary of Creation Myths. Oxford University Press (1995), ISBN 0195102754.
  • Pío XII (1952), "Modern Science and the Existence of God," The Catholic Mind 49:182–192.

[editar] Enlaces externos

Commons

[editar] Artículos de investigación

La mayoría de los artículos científicos sobre cosmología están disponibles como preimpresos en [2]. Generalmente son muy técnicos, pero algunas veces tienen una introducción clara en inglés. Los archivos más relevantes, que cubren experimentos y teoría están el el archivo de astrofísica, donde se ponen a disposición artículos estrechamente basados en observaciones, y el archivo de relatividad general y cosmología cuántica, el cual cubre terreno más especulativo. Los artículos de interés para los cosmólogos también aparecen con frecuencia en el archivo sobre Fenómenos de alta energía y sobre teoría de alta energía.

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