Una Historia para el Universo

1. Una Historia para el Universo Yvelice Castillo

2. Cosmología: El Estudio del Universo • Cosmología es el estudio científico de las propiedades a gran escala del Universo como un todo. • Emplea el método científico para entender el origen, evolución y fin último de todo el Universo.

3. Cosmología: El Estudio del Universo • La Cosmología incluye: • la formación de teorías o hipótesis sobre el universo, • que hacen predicciones específicas • para fenómenos que pueden ser probados con observaciones.

4. Cosmología del Big Bang • La mayoría de los astrónomos cree que el Universo comenzó con un Big Bang, hace alrededor de 14 mil millones de años.

5. Cosmología del Big Bang • En ese momento, todo el Universo se encontraría en el interior de una burbuja mil veces más pequeña que la cabeza de un alfiler. • Pero sería más caliente y densa que cualquier cosa que nos podamos imaginar.

6. Cosmología del Big Bang • Luego explotó de pronto. • Había nacido el Universo que conocemos. • Y el tiempo, el espacio y la materia comenzaron en ese instante.

7. En una fracción de segundo, el Universo pasó • de ser MÁS PEQUEÑO QUE UN ÁTOMO • a ser MÁS GRANDE QUE UNA GALAXIA.

8. Cosmología del Big Bang • Y continuó creciendo a una velocidad impensable. • Todavía hoy se encuentra en expansión.

10. A medida que el Universo se expandía y enfriaba, la energía se convirtió en partículas de materia y de antimateria. • Estos dos tipos opuestos de partículas se destruyeron entre sí casi por completo. • Pero algo de materia sobrevivió.

11. Estos dos tipos opuestos de partículas se destruyeron entre sí casi por completo. • Pero algo de materia sobrevivió.

13. En los tres minutos que siguieron, la temperatura se redujo en más de • ¡MIL MILLONES DE GRADOS CELSIUS!, • siendo entonces lo suficientemente templada como para que los protones y neutrones se unieran, formando núcleos de hidrógeno y helio.

14. Fusión Nuclear PROTÓN NEUTRÓN

15. Al cumplir 300.000 años, la temperatura del Universo descendió a cerca de 3.000 grados. • Los núcleos atómicos finalmente pudieron capturar electrones para formar átomos. El Universo se llenó de nubes de gas de hidrógeno y helio.

17. No podemos ver nada de lo que ocurrió antes de los primeros 300.000 años del Universo. • Los científicos intentan comprenderlo a partir de su conocimiento de las partículas atómicas y mediante modelos informáticos.

18. La única evidencia directa del propio Big Bang es un débil resplandor en el espacio, llamado “radiación cósmica de fondo”, que es una radiación en el espacio cuya longitud de onda es del rango de las microondas. • Los vehículos espaciales y telescopios en globos lo ven como un patrón desigual de gas ligeramente o más caliente o más frío, que nos rodea por completo. • Las regiones más “calientes” de este resplandor marcan los lugares donde las nubes de hidrógeno eran un poco más densas.

19. En esta imagen podemos apreciar el mapa de temperaturas de la radiación cósmica de fondo. Los puntos rojos son las zonas más “calientes”, con temperaturas de -270.4248 ºC. Los puntos azules son las regiones más frías, con temperaturas de -270.4252 ºC. Como se ve, la diferencia máxima de temperaturas es de sólo 0.0004 ºC.

20. Analogía entre un mapa de temperaturas de la Tierra y el mapa de temperaturas de la radiación cósmica de fondo, en el espacio.

21. Historia Cósmica

23. A lo largo de millones de años, las regiones más densas atrajeron materia hacia ellas porque su fuerza de gravedad era mayor.

24. Finalmente, cerca de 100 millones de años después del Big Bang, el gas se calentó y alcanzó una densidad suficiente como para dar origen a las primeras estrellas.

26. Historia Cósmica

27. Las nuevas estrellas nacían a una velocidad 10 veces mayor que en el Universo actual. • Los grandes cúmulos de estrellas pronto se convirtieron en las primeras galaxias.

29. El Telescopio Espacial Hubble y potentes telescopios terrestres ahora están comenzando a encontrar galaxias creadas cerca de mil millones de años después del Big Bang.

31. Estas pequeñas galaxias estaban mucho más cerca las unas de las otras que las galaxias de hoy en día. • Eran comunes las colisiones. • Como dos llamas aproximándose la una a la otra, se fusionaron para crear galaxias de mayor tamaño. • Nuestra galaxia, la Vía Láctea, nació de este modo.

33. Descubrimiento de la Radiación Cósmica de Fondo (CMB)

34. Descubrimiento de la CMB • Fue predicha por George Gamow en 1948, y por Ralph Alpher y Robert Herman in 1950. • Observada por casualidad en 1965 por Arno Penzias y Robert Wilson. Se creyó que era una fuente de ruido en un receptor de radio que construyeron. • Al mismo tiempo, investigadores en Princeton University, estaban desarrollando un experimento para encontrar la CMB.

36. Fundamentos del Modelo del Big Bang

37. Pilares teóricos sobre los que descansa el Modelo del Big Bang: La Teoría General de la Relatividad El Principio Cosmológico

38. En 1915, Einstein pensó que las masas deforman el espacio-tiempo a su alrededor. Teoría General de la Gravedad

39. Teoría General de la Relatividad • El Físico John Wheeler lo expresó así: “La Materia le dice al espacio como curvarse, y el espacio le dice a la materia como moverse."

41. E

42. E’ E

43. El Principio Cosmológico • La materia en el Universo es homogénea e isotrópica cuando se promedia a grandes escalas.

44. El Principio Cosmológico • La radiación cósmica de fondo tiene una distribución de temperatura muy uniforme sobre todo el cielo. • Este hecho apoya la idea de que el gas que emitió esta radiación desde hace mucho tiempo atrás estaba distribuido muy uniformemente.

45. La Imagen de Cielo de Microondas de la Misión WMAP

46. La Forma del Espacio-Tiempo

47. La Forma del Espacio Tiempo • El espacio-tiempo toma su forma debido a los efectos gravitacionales de la materia que lo compone. • Pero si la materia en el Universo es homogénea, la forma que tenga el Universo más bien dependerá de la densidad promedio de la materia total del Universo (es decir, la masa total entre el volumen total).

48. Si la densidad real del Universo es mayor que un valor conocido como “densidad crítica”, Ω0, el Universo es cerrado y finito, como una esfera. Ω0 > 1

49. Si la densidad de la materia es menor que la llamada densidad crítica, el universo es abierto e infinito. Ω0< 1

50. Si la densidad es exactamente igual a la densidad crítica, el universo es plano, pero aún se supone infinito. • La densidad media de la materia de nuestro Universo al parecer es muy cercana a la densidad crítica. Ω0 = 1