Cosmología Física
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- Para otros usos de este término, véase Cosmología.
La Cosmología física, como rama de la astrofísica, es el estudio a gran escala de la estructura del Universo y se preocupa de las preguntas fundamentales sobre su formación y evolución. La cosmología se involucra a sí misma con el estudio de los movimientos de los cuerpos celestes y el argumento cosmológico. Para muchos historiadores, ha sido una rama de la metafísica. La cosmología como ciencia se origina con el principio de Copérnico, que dice que los cuerpos celestes obedecen las mismas leyes físicas que en la tierra, las Leyes de Newton, que nos permitieron comprenter estos movimientos. Este modelo se conoce como Mecánica celeste. La física cosmológica, como se comprende actualmente, empieza en el siglo XX con el desarrollo de la Teoría general de la relatividad de Albert Einstein y mejores observaciones astronómicas de objetos extremadamente distantes.
Los avances del siglo XX hicieron posible especular sobre los orígenes del universo y permitieron a los científicos establecer el Big Bang como la principal teoría cosmológica, que muchos cosmologos actualmente aceptan como la base para sus teorías y observaciones. Unos pocos investigadores siguen defendiendo alguna de los modelos cosmológicos alternativos, pero los cosmologos profesionales generalmente están de acuerdo con que el big bang es la teoría que mejor explica las observaciones. La cosmología física, hablando toscamente, trata de los objetos muy lejanos en el Universo (galaxias,agrupaciones galácticas y supercúmulos), los objetos muy primigenios (quásares) y el universo primigenio, cuando estaba cerca de la homogeneidad (big bang caliente, inflación cósmica y la Radiación de fondo de microondas).
La cosmología es inusual en la física y se basa en el trabajo de los experimentos de física de partículas e investigación en fenomenología de la física de partículas e incluso la teoría de cuerdas, de la astrofísica, de la investigación en la teoría de la relatividad general y de la física del plasma.
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[editar] Historia de la física cosmológica
- Véase también: Cronología de la cosmología y Investigadores en cosmología
La cosmología moderna se ha desarrollado por caminos teóricos y observacionales. En 1915, Albert Einstein desarrolló su teoría de la relatividad general. en ese momento, los físicos estaban predispuestos a creer en un universo perfectamente estático sin principio ni fin. Einstein añadió una constante cosmológica a su teoría para intentar forzarla a permitir un Universo estático con materia en él. El así llamado Universo Einstein es, sin embargo, inestable. Está acotado a finalmente expandirse o contraerse. Las soluciones cosmológicas de la relatividad general las encontró Alexander Friedmann, cuyas ecuaciones describe el Universo Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker que puede expandirse o contraerse.
En los [años 1910]], Vesto Slipher y después Carl Wilhelm Wirtz interpretaron el corrimiento al rojo de la nebulosas espirales como un efecto Doppler que indicaba que se estaban alejando de la Tierra. Sin embargo, es notoriamente difícil determinal la distancia de objetos astronómicos: inclusio si es posible medir su tamaño agular normalmente es imposible saber su tamaño actual o luminosidad. No apreciaron que las nebulosas eran realmente galaxias fuera de nuestra propia Vía Láctea ni especularo sobre las implicaciones cosmológicas. En 1927, el sacerdote Católico Romano belga Georges Lemaître independientemente halló las ecuaciones de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker y basándose en la recesión de la nebulosa espiral dijo que el Uniberso empezó con una "explosión" de un "átomo primigenio"—que fue llamado más tarde big bang. En 1929, Edwin Hubble proporcionó una base observacional para la teoría de Lemaître. Huble probó que las nebulosas espirales eran galaxias y midió sus distancias observando estrellas de tipo Estrella variable Cefeida. Descubrió la relación entre en corrimiento al rojo de una galaxia y su luminosidad. Interpretó esto como una prueba para que las galaxias se alejen en todas las direcciones a velocidades (relativas a la Tierra) directamente proporcionales a su distancia. Este hechi es conocido como ley de Hubble. La relación entre la distancia y la velocidad, sin embargo, fue comprobado de manera precisa sólo en un tiempo relativamente reciente: Hubble se equivocó en un factor de diez.
Dado el principio cosmológico, la ley de Hubble sugiere que el Universo está en expansión. Esta idea permite dos posibilidades opuestas. La primera es la teoría del BigBang de Lemaître, defendida y desarrollada por George Gamow. La otra posibilidad es la Teoría del Estado Estacionario de Fred Hoyle en el que la nueva mataria sería creada cuando las galaxias se mueven entre sí. En este modelo, el Universo difícilmente es el mismo en cada punto del tiempo.
Durante varios años el los seguidores de estas teorías estuvieron divididos. Sin embargo, las pruebas observacionales empezaron a soportar la idea de que el Universo evolucionaba de un estado caliente y denso. Desde el descubrimiento de la radiación de fondeo de microondas en 1965 se había considerado como la mejor teoría del origen y evolución del cosmos. Antes de los años 1960, muchos cosmologos pensaban que la singularidad de la densidad infinita en el instante inicial del modelo cosmológico de Friedmann era una sobreidealización matemática y que el Universo se extaba contrayendo antes de entrar en el estado de densidad coaliente y empezar a expandirse otra vez. Esta es la teoría del Universo oscilante de Richard Tolman. En los años 1960, Stephen Hawking y Roger Penrose demostraron que esta idea era impracticable y que la singularidad es una característica esencial de la gravedad de Einstein. Esto condujo a la mayoría de los cosmólogos a aceptar el Big Bang, en que el Universo que observamos empezó un tiempo finito atrás.
[editar] Áreas de estudio
Debajo, algunas de las áreas más activas de investigación en cosmología se describen, en orden cronológico. Estas no incluyen todo sobre la cosmologís del Big Bang, que se presenta en la cronología del Big Bang
[editar] El Universo primigenio
Mientras al principio, el universo caliente parece estar bien explicado por en Big Bang desde unos 10-33 segundos en adelante, hay varios [[[Big Bang#Problemas comunes|problemas]]. Lo primero es que no hay ninguna razón de peso, usando la física de partículas actual, para esperar que el Universo sea plano, homogéneo e isotrópico (ver el principio cosmológico). Además, la Teoría de la gran unificación de la física de partículas sugiere que debería haber monopolos magnéticos en el Universo, que no han sido encontrados. Estos probleras son resueltos durante un breve periodo de inflación cósmica, que conduce el universo a ser plano, resolviendo las anisotropías y las inhomogeneidades al nivel observado y exponencialmente adulterados los monopolos. El modelo físico detrás de la inflación cósmica es extremadamente simple, sin embargo ho se ha confirmado todavía por la física de partículas y hay difíciles problemas para reconciliar la inflación y la Teoría cuántica de campos. Algunos cosmólogos piensan que la teoría de cuerdas y la cosmología de brane proporcionarán una alternativa a la inflación.
Otro gran problema en cosmología es que saber qué ha causado que el Universo contenga más partículas que antipartículas. Los cosmólogos pueden utilizar observaciones de Rayos X para deducir que el Universo no está dividido en regiones de materia y antimateria, sino que predominantemente está hecho de materia. Este problema es llamado la asimetría bariónica y la teoría para describir la resolución es llamada bariogénesis. La teoría de la bariogénesis fue formulada por Andrei Sakharov en 1967 y requiere la violación de la simetría de la física de partículas, llamada simetría CP, entre la materia y la antimateria. Los aceleradores de partículas, sin embargo, miden son poco sensibles a las violaciones de Simetría CP para notar la asimetría bariónica. Los cosmólogos y los físicos de partículas están intentando encontrar más violaciones de la Simetría CP en el Universo primigenio que pueden tener importancia para la asimetría bariónica.
Los problemas de la bariogénesis y la inflación cósmica están íntimamente relacionados con la física de partículas y su resolución puede venir de la teoría de alta energía y experimentos en el acelerador de partículas, más que a través de la observación del Universo.
[editar] Nucleosíntesis del Big bang
La Nucleosíntesis del Big Bang es la teoría de la formación de los elementos en el Universo primigenio. Acaba cuando el Universo tiene tres minutos de edad y su temperatura cae lo suficiente como para que cese la fusión nuclear. Este tiempo en el que ocurrió la nucleosíntesis del big bang fue tan corto, se sólo se produjeron los elementos más ligeros, a diferencia de la nucleosíntesis estelar. Empezando desde los iones de hidrógeno (protónes), se produjo principalmente deuterio, helio y litio. Los otros elementos se produjeron en sólo pequeñas cantidades. Mientras que la teoría básica de la nucleosíntesis ha sido aceptada durante décadas (fue desarrollada por George Gamow, Ralph Asher Alpher y Robert Herman). es una prueba física extremadamente delicada del big bang en la actualidad, ya que la teoría de la nucleosíntesis conecta la abundancia de los elementos ligeros primordiales con las características del Universo primigenio. Específicamente, se puede utilizar para comprobar el principio de equivalencia, la materia oscura y la física del neutrino. Algunos cosmólogos han propuesto que la nucleosíntesis del big bang sugiere la existencia de cuatro especies "estériles" de neutrino.
[editar] Radiación de fondo de microondas
El fondo cósmico de microondas es la radiación sobrante del desacople, cuando los átomos se formaron por primera vez, y la radiación producida en el Big Bang parada por la difusión de Thomson de iones cargados. La radiación observada por primera vez en 1965 por Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson, tenía un espectro de cuerpo negro térmico perfecto. Tiene una temperatura de 2.7 kelvins y es anisotrópico en una parte de 105. La Teoría perturbacional cosmológica, que describe la evolución de ligeras inhomogeneidades en el universo primigenio, ha permitido a los cosmólogos calcular de manera precisa la densidad espectral angular de la radiación y ha sido medida por los recientes satélites de experimentación (COBE y WMAP) y muchos asuntos y experimentos basados en globos (como el Interferómetro Escalar de Grados Angulares, el Receptor de Imágenes de Fondo Cósmico y el Experimento BOOMERanG). Uno de los objetivos de estos esfuezos es medir los parámetros del Modelo Lambda-CDM con un incremento de precisión, así como comprobar las predicciones del modelo del Big Bang y las búsquedas de los nuevos físicos. Las recientes medidas hechas por WMAP, por ejemplo, han acotado la masa del neutrino.
Los nuevos experimentos, como los del Telescopio Cosmológico de Atacama están intentando medir la polarización del fondo cósmico de microondas, que proporcionará más confirmaciones de la teoría así como información sobre la inflación cósimca y las conocidas como anisotropías secundarias, como el efecto Sunyaev-Zel'dovich y el efecto Sachs-Wolfe, que son causados por la interacción entre galaxias y agrupaciones galácticas con el fondo cósmico de microondas.
[editar] Formación y evolución de estructuras a gran escala
Comprendiendo la formación y evolución de las estructuras más grandes y primigenias (p.ej. quasars, galaxias, agrupaciones galácticas y supercúmulos) es uno de los mayores esfuerzos en cosmología. Los cosmólogos estudian un modelo de formación jerárquica estructural en el que las estructuras se forman desde el fondo, con pequeños objetos primero, después con grandes objetos, como los suercúmulos se siguen formando. El camino más sencillo para estudiar la estructura del Universo es observar las galaxias visibles, para constuir un dibujo tri-dimensional de las galaxias en el Universo y medir la densidad espectral de materia. Esta es la aproximación delSloan Digital Sky Survey y del 2dF Galaxy Redshift Survey.
Una herramienta importane para comprenden la formación estructural son las simulaciones, que los cosmólogos utilizan para estudiar las sumas gravitacionales de materia en el Universo, como se agrupan en filamentos, supercúmulos y voids. Muchas simulaciones contienen sólo materia oscura fría no bariónica, que debería ser suficiente para comprender el Universo en las escalas más grandes, ya que hay mucha más materia oscura en el Universo que materia visible bariónica. Muchas simulaciones avanzadas están empezando a incluir bariones y estudiar la formación de galaxias individuales. Los cosmólogos estudian estas simulaciones para ver si concuerdan con sus investigaciones y comprenden cualquier discrepancia.
Otras técnicas complementarias permitirán a los cosmólogos medir la distribución de materia en el Universo distante y probar la reionización. Estas técnicas son:
- El bosque Lyman alfa, que permite a los cosmólogos medir la distribución de un átomo de gas hidrógeno neutro en el universo primigenio, midiendo la absorción de luz desde quasars distantes debido al gas.
- La línea de adsorción de 21 centímetros de átomos de hidrógenos neutros también proporciona una prueba sensible en cosmología.
- Lentes débiles, la distorsión de una imagen distante por lentes gravitacionales debido a la materia oscura.
Esto ayudará a los cosmólogos a decidir la pregunta de cuando se formó el primer quasar.
[editar] Materia oscura
Las pruebas de la nucleosíntesis Big Bang, la radiación de fonde de microondas y las formaciones estructurales sugieren que el 25% de la masa del Universo consiste en materia oscura no bariónica, done sólo el 4% es materia bariónica visible. Los efectos gravitacionales de la materia oscura están bien comprendidos, ya que se comporta como el polvo frío no radiativo que se forma alrededor de halos alrededor de galaxias. La materia oscura nunca ha sido detectada en laboratorio: la naturaleza de la física de partículas de la materia oscura es completamente desconocida. Sin embargo, hay varios candidatos, como una partícula supersimétrica, una WIMP, un axión, un MACHO o incluso una modificación de la gravedad con pequeñas aceleraciones (MOND) o un efecto de la cosmología brane.
La física en el centro de las galaxias (ver Galacia activa y Agujero negro supermasivo) puede dar algunas pistas sobre la naturaleza de la materia oscura.
[editar] Energía oscura
Si el Universo fuera plano, tiene que haber un componente adicional formando el 71% (además del 25% de materia oscura y el 4% de bariónica) de la densidad del universo. Esto es llamado energía oscura. Para no interferir con la nucleosíntesis del Big Bang y la radiación de fonde de microondas, no puede agruparse en halos como los bariones y la materia oscura. Hay fuertes pruebas observacionales para la energía oscura, como la masa total del Universo es conocida y se mide que es plano, pero la suma de materia agrupada es medida ajustadamente y es mucho menor que ests. El caso de la energía oscura fue reforzado en 1999, cuando las medidas demostraron que la expansión del Universo estaba acelerando, más rápidp que durante la inflación cósmica.
Sin embargo, aparte de su densidad y sus propiedades de agrupación, nada se conoce sobre la energía oscura. La teoría cuántica de campos predice una constante cosmológica junto con la energía oscura, pero 120 órdenes de magnitud más grande. Steven Weinberg y varios teóricos de cuerdas (ver paisaje de cuerdas) han usado esta prueba para el principio antrópico, que sugiere que la costante cosmológica es tan pequeña porque la vida (y de esta manera los físicoas que hacen observaciones) no pueden existir en un Universo cun una gran constante cosmológica, pero mucha gente encuentra que esta es una explicación insatisfactoria. Otras posibles explicaciones para la energía oscura son la quintaesencia o una modificación de la gravedad en escalas grandes. El efecto en cosmología de la energía oscura que estos modelos describen es dada por la ecuación de estado de la energía oscura, que varía dependiendo de la teoría.La naturaleza de la energía oscura es uno de los problemas más desafiantes en cosmología.
Una mejor comprensión de la energía oscura es como resolver el problema del destino último del Universo. En la época cosmológica actual, la expansión acelerada debida a la energía oscura previene la formación de estructuras más grandes que los supercúmulos. No es conocido si la aceleración continuará indefinidamente, tal vez incluso incrementándose y causando un Big Rip o si eventualmente se revertirá.
[editar] Otras áreas de investigación
Los cosmólogos también estudian:
- Si los agujeros negros primordiales se formaron en nuestro Universo y qué les ocurre.
- El límite GZK para rayos cósmicos de alta energía y si señala un fallo de relatividad especial de alta energía.
- El principio de equivalencia y si la Teoría general de la relatividad de Einstein es la teoría correcta para la gravedad y si las leyes de la física fundamentales y las mismas en cualquier parte del Universo.
[editar] Véase también
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[editar] Referencias
[editar] Lecturas populares
- Stephen Hawking (1988), Historia del Tiempo: Del big bang a los agujeros negros, Grijalbo. ISBN 968-419-815-9.
- Stephen Hawking (2002), El Universo En Una Cascara de Nuez, Critica. ISBN 848-432-293-9.
- Stephen Hawking y Leonard Mlodinow (2005), Brevisima Historia del Tiempo, Critica. ISBN 848-432-637-3.
- Simon Singh (2005), Big bang: the origins of the universe, Fourth Estate. ISBN 0-00-716221-9.
- Steven Weinberg (1999), Los tres primeros minutos del universo, Alianza. ISBN 84-206-6730-7.
- Brian Greene (2005), La fábrica del cosmos, Crítica. ISBN 84-8432-737-X.
- Alan Guth (1997), The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins, Random House. ISBN 0-224-04448-6.
- Michio Kaku (1994), Hiperspacio, Crítica. ISBN 8474237475.
[editar] Libros de texto
- Cheng, Ta-Pei (2005), Relativity, Gravitation and Cosmology: a Basic Introduction, OUP. ISBN 0-19-852957-0. La cosmología es introducida en el marco de la relatividad general, pero sin los tensores al completo, que son presentados en ña çultima parte del libro.
- Scott Dodelson (2003), Modern Cosmology, Academic Press. ISBN 0-12-219141-2. Publicado poco antes de los resultados del WMAP, este es el libro de texto introductorio más moderno.
- Edward Harrison (2000), Cosmology: the science of the universe, Cambridge University Press. ISBN 0-521-66148-X. Un libro de texto con pocas matemáticas.
- Marc Kutner (2003), Astronomy: A Physical Perspective, Cambridge University Press. ISBN 0-521-52927-1. Un libro de texto de introducción a la astronomía.
- Edward Kolb y Michael Turner (1988), The Early Universe, Addison-Wesley. ISBN 0-201-11604-9. Cñásico de referencua para los cosmólogos.
- Andrew Liddle (2003), An Introduction to Modern Cosmology, John Wiley. ISBN 0-470-84835-9. Una introducción a la cosmología sin relatividad general.
- Andrew Liddle y David Lyth (2000), Cosmological Inflation and Large-Scale Structure, Cambridge. ISBN 0-521-57598-2. Una introducción a la cosmología con una discusión sobre inflación.
- Viatcheslav Mukhanov (2005), Physical Foundations of Cosmology, Cambridge University Press. ISBN 0-521-56398-4.
- Padmanabhan, T. (1993), Structure formation in the universe, Cambridge University Press. ISBN 0-521-42486-0. Describe la formación de estructuras de gran escala en detalle.
- John Peacock (1998), Cosmological Physics, Cambridge University Press. ISBN 0-521-42270-1. Una introducción con más fondo en relatividad general y teoría del quantum que otros.
- P. J. E. Peebles (1993), Principles of Physical Cosmology, Princeton University Press. ISBN 0-691-01933-9. El libro de Peebles tiene un gran enfoque histórico.
- P. J. E. Peebles (1980), The Large-Scale Structure of the Universe, Princeton University Press. ISBN 0-691-08240-5. El trabajo clásico en estructuras de gran escala, en particular la discusión de las funciones de correlación.
- Martin Rees (2002), New Perspectives in Astrophysical Cosmology, Cambridge University Press. ISBN 0-521-64544-1.
- Steven Weinberg (1971), Gravitation and Cosmology, John Wiley. ISBN 0-471-92567-5. Un libro antiguo, pero sigue siendo una referencia standard para un montón de formalismos matemáticos.
[editar] Enlaces externos
[editar] Grupos
En inglés:
- [1]-de la Universidad de Cambridge
- Cosmology 101 - del grupo WMAP de la NASA
- Origins, Nova Online - Proporcionado por el PBS.
- Cosmología -- Cosmología del Universo
- Centro de Cosmologís Física. Universidad de Chicago, Chicago, Illinois.
- Dictionario de la Historia de las Ideas:
- Cosmos - un Periódico Dimensinal Ilustrado desde el microcosmos hasta el macrocosmos - de la DNA Digital Nature Agency
- Buscador AstroFind - Motor de Búsqueda para Cosmología y Astronomía
- 'El Matemático que no Podía Sumar por Emma King Cosmóloga video del Vega Science Trust.
[editar] Páginas personales
En inglés:
- Carroll, Sean. "Cosmology Primer". Instituto de Tecnología de California.
- Gale, George, "Cosmología: Debates Metodológicos en los años 1930 y 1940", The Stanford Encyclopedia of Philosophy, Edward N. Zalta (ed.)
- Hoiland, Paul, "Examen de la Cosmología Moderna"Meditando sobre la Evolución del Cosmos Gouldsboro, Maine.
- Jordan, Thomas F., "Cálculos cosmológicos casi sin relatividad general". (arXiv.org)
- Madore, Barry F., "Level 5 : Una base de conocimiento para Astronomía Extragaláctica y Cosmología". Caltech y Carnegie. Pasadena, California, USA.
- Smith, Tony, "Cosmología -- En el Millennium, las observaciones Experimentales nos dicen mucho sobre Cosmología".
- Tyler, Pat y Phil Newman "Más allá de Einstein". Laboratorio para Astrofísica de Alta Energía (LHEA) NASA Goddard Space Flight Center.
- Wright, Ned. "Tutorial de Cosmología y FAQ". División de Astronomía y Astrofísica de UCLA.
- Scientific American Magazine (Febrero de 2004) Four Keys to Cosmology Sobre aceleración.
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