Claudio Ptolomeo, en griego, Κλαύδιος Πτολεμαῖος, Klaudios Ptolemaios; (Tolemaida, Tebaida, c. 100 – Cánope, c. 170). Astrónomo, químico, geógrafo y matemático greco-egipcio, llamado comúnmente en español Ptolomeo (o Tolomeo).
Vivió y trabajó en Egipto (se cree que en la famosa Biblioteca de Alejandría). Fue astrólogo y astrónomo, actividades que en esa época estaban íntimamente ligadas. Es autor del tratado astronómico conocido como Almagesto (en griego Hè Megalè Syntaxis, El gran tratado). Se preservó, como todos los tratados griegos clásicos de ciencia, en manuscritos árabes (de ahí su nombre) y sólo disponible en la traducción en latín de Gerardo de Cremona en el siglo XII.
Heredero de la concepción del Universo dada por Platón y Aristóteles, su método de trabajo difirió notablemente del de éstos, pues mientras Platón y Aristóteles dan una cosmovisión del Universo, Ptolomeo es un empirista. Su trabajo consistió en estudiar la gran cantidad de datos existentes sobre el movimiento de los planetas con el fin de construir un modelo geométrico que explicase dichas posiciones en el pasado y fuese capaz de predecir sus posiciones futuras.
La ciencia griega tenía dos posibilidades en su intento de explicar la naturaleza: la explicación realista, que consistiría en expresar de forma rigurosa y racional lo que realmente se da en la naturaleza; y la explicación positivista, que radicaría en expresar de forma racional lo aparente, sin preocuparse de la relación entre lo que se ve y lo que en realidad es. Ptolomeo afirma explícitamente que su sistema no pretende descubrir la realidad, siendo sólo un método de cálculo. Es lógico que adoptara un esquema positivista, pues su Teoría geocéntrica se opone flagrantemente a la física aristotélica: por ejemplo, las órbitas de su sistema son excéntricas, en contraposición a las circulares y perfectas de Platón y Aristóteles.
Aunque no perduró ninguna carta de Ptolomeo, en el Renacimiento se reconstruían Mapa Mundi a partir de la Geographia de Ptolomeo. Esta carta es una copia de Johannes de Armsshein, Ulm, en 1482.
Ptolomeo catalogó muchas estrellas, asignándoles un brillo y magnitud, estableció normas para predecir los eclipses.
Su aportación fundamental fue su modelo del Universo: creía que la Tierra estaba inmóvil y ocupaba el centro del Universo, y que el Sol, la Luna, los planetas y las estrellas, giraban a su alrededor. A pesar de ello, mediante el modelo del epiciclo-deferente, cuya invención se atribuye a Apolonio, trató de resolver geométricamente los dos grandes problemas del movimiento planetario:
1.- La retrogradación de los planetas y su aumento de brillo, mientras retrogradan.
2.- La distinta duración de las revoluciones siderales.
Sus teorías astronómicas geocéntricas tuvieron gran éxito, e influyeron en el pensamiento de astrónomos y matemáticos hasta el siglo XVI.
Aplicó sus estudios de trigonometría a la construcción de astrolabios y relojes de sol. Y también aplicó el estudio de la astronomía al de la astrología, creando los horóscopos. Todas estas teorías y estudios están escritos en su obra Tetrabiblon.
Fue también un buen óptico y geógrafo. En el campo de la óptica exploró las propiedades de la luz, sobre todo de la refracción y la reflexión. Su obra Óptica es un buen tratado sobre la teoría matemática de las propiedades de la luz. Otra gran obra suya es la Geografía, en que describe el mundo de su época. Utiliza un sistema de latitud y longitud por lo que sirvió de ejemplo a los cartógrafos durante muchos años. Una de las ciudades descrita en esta obra es La Meca, en la Península Arábiga, a la que llama Makoraba.
El mundo de la música tampoco fue ignorado por Ptolomeo. Escribió un tratado de teoría musical llamado Harmónicos. Pensaba que las leyes matemáticas subyacían tanto los sistemas musicales como en los cuerpos celestes, y que ciertos modos y aun ciertas notas correspondían a planetas específicos, las distancias entre estos y sus movimientos. La idea había sido propuesta por Platón en el mito de la música de las esferas, que es la música no escuchada producida por la revolución de los planetas.[1]Actualmente la NASA ha comprobado que el sol produce un sonido, no audible por el oído humano, por el casi vacío que nos separa. Incluso si pudiese llegar hasta nosotros no sería musicalmente perceptible ya que su frecuencia es muy baja.[2]
La unión de la música y la poesía es otra concepción griega sobre el género musical. Eran prácticamente sinónimos.
lunes, 23 de noviembre de 2009
lunes, 16 de noviembre de 2009
Edwin Hubble
Edwin Powell Hubble , fue uno de los científicos que más aportó en el pasado ha ampliar nuestra visión del universo. En efecto, en los inicios del siglo XX, la mayoría de los astrónomos pensaban que la Galaxia de Vía Láctea era el universo, con una extensión de tan sólo unos pocos cientos de años luz. En los inicios de la segunda década del pasado siglo, Harlow Shapley demostró que la galaxia tenía una extensión de alrededor de 100.000 años luz, y Henrietta Leavitt pudo establecer que las nubes grande y pequeña de Magallanes (dos galaxias compañeras de la nuestra, visibles desde el hemisferio sur) se encontraban fuera de las fronteras de la Vía Láctea. Pero seguía persistiendo una gran interrogante sobre la naturaleza de unos objetos conocidos como nebulosas que emitían una difusa luz.
Entre 1923 y 1924, Hubble utilizó el telescopio más grande que existía entonces en el mundo – el Hooker de 100” de Mount Wilson – para examinar la nebulosa de Andrómeda. Así como Galileo con su débil catalejo, más de tres siglos antes, había logrado convertir la luz difusa de nuestra Vía Láctea en estrella individualmente observables, Hubble descubrió y fotografío con el poderoso astrógrafo de ese telescopio las estrellas que componían un brazo de la nebulosa espiral de Andrómeda.
Entre las estrellas del brazo espiral de Andrómeda, Hubble encontró algunas cefeidas, y aplicando la ley de Henrietta Leavitt calculó la distancia de la nebulosa en 800.000 años luz. ¡Nunca hasta entonces el cartabón métrico de la astronomía había penetrado en semejantes profundidades del espacio! Con ello, se confirmaba lo que algunos astrónomos habían sospechado: la mancha lechosa de la lejana nebulosa se había revelado como una galaxia semejante a la nuestra. Sin embargo, la nebulosa de Andrómeda es una de las más próximas galaxias distantes de los límites de nuestra Vía Láctea.
Un grupo de nebulosas en la constelación de la Virgen están ubicadas a seis millones de años luz. Más lejos aun, en uno de los espejos del VLT, una inmensa galaxia, con una miríada de soles, se reduce a una minúscula mancha brillante o a un punto luminoso. Entre los varios centenares de millones de galaxias que pueblan el espacio explorable con los actuales instrumentos, las más lejanas se encuentran a unos trece mil quinientos millones de años luz.
La búsquedas de Hubble, en las exploraciones del universo que pudo realizar en su época, penetraron profundamente en el reino de las nebulosas y desplazaron gradualmente los límites del espacio explorado, Vesto Melvin Supher (1875-1969), al examinar durante los años 1914 a 1925 los espectros de una cincuentena de nebulosas, chocó con el imprevisto fenómeno de que los rayos de toda esta legión de galaxias evidenciaban un corrimiento hacia el extremo rojo del espectro. Este corrimiento al rojo es el índice unívoco de una velocidad positiva: toda esta inmensa familia de galaxias se aleja de la Tierra, parece huir de nuestro sistema solar, o mejor dicho, de nuestra Vía Láctea. Tan extraordinario hallazgo fue superado en 1929 por el sorprendente descubrimiento de Hubble que le permite afirmar que cuanto más distante se encuentra una nebulosa, tanto más rápido es su receso, creciendo su velocidad de alejamiento por segundo en 160 kilómetros por cada millón de años luz (velocidad actalmente corregida) . Para las galaxias más alejadas se obtuvieron velocidades de hasta 42.000 kilómetros por segundo. Nunca hasta entonces habían sido registradas velocidades tan vertiginosas para cuerpos celestes.
Erwin Hubble dedicó su vida a la observación de las galaxias, los objetos más lejanos que conocían los astrónomos en aquellos tiempos. Pudo determinar las distancias de muchas de ellas, empujando eventualmente hacia fuera centenares de millones de años luz las fronteras del universo. Comparó, entonces, las distancias de las galaxias en función a la velocidad con que se alejaban unas de las otras, y dedujo que cuanto más lejanas se encontraban las galaxias, más rápidamente se movían. Esta relación, conocida como ley de Hubble, era prueba observacional de que el universo se expandía. Bajo su dirección, la cosmología de observación se convirtió en ciencia. Antes de ser astrónomo, Hubble fue soldado, entrenador de basketball y estudiante de derecho
Entre 1923 y 1924, Hubble utilizó el telescopio más grande que existía entonces en el mundo – el Hooker de 100” de Mount Wilson – para examinar la nebulosa de Andrómeda. Así como Galileo con su débil catalejo, más de tres siglos antes, había logrado convertir la luz difusa de nuestra Vía Láctea en estrella individualmente observables, Hubble descubrió y fotografío con el poderoso astrógrafo de ese telescopio las estrellas que componían un brazo de la nebulosa espiral de Andrómeda.
Entre las estrellas del brazo espiral de Andrómeda, Hubble encontró algunas cefeidas, y aplicando la ley de Henrietta Leavitt calculó la distancia de la nebulosa en 800.000 años luz. ¡Nunca hasta entonces el cartabón métrico de la astronomía había penetrado en semejantes profundidades del espacio! Con ello, se confirmaba lo que algunos astrónomos habían sospechado: la mancha lechosa de la lejana nebulosa se había revelado como una galaxia semejante a la nuestra. Sin embargo, la nebulosa de Andrómeda es una de las más próximas galaxias distantes de los límites de nuestra Vía Láctea.
Un grupo de nebulosas en la constelación de la Virgen están ubicadas a seis millones de años luz. Más lejos aun, en uno de los espejos del VLT, una inmensa galaxia, con una miríada de soles, se reduce a una minúscula mancha brillante o a un punto luminoso. Entre los varios centenares de millones de galaxias que pueblan el espacio explorable con los actuales instrumentos, las más lejanas se encuentran a unos trece mil quinientos millones de años luz.
La búsquedas de Hubble, en las exploraciones del universo que pudo realizar en su época, penetraron profundamente en el reino de las nebulosas y desplazaron gradualmente los límites del espacio explorado, Vesto Melvin Supher (1875-1969), al examinar durante los años 1914 a 1925 los espectros de una cincuentena de nebulosas, chocó con el imprevisto fenómeno de que los rayos de toda esta legión de galaxias evidenciaban un corrimiento hacia el extremo rojo del espectro. Este corrimiento al rojo es el índice unívoco de una velocidad positiva: toda esta inmensa familia de galaxias se aleja de la Tierra, parece huir de nuestro sistema solar, o mejor dicho, de nuestra Vía Láctea. Tan extraordinario hallazgo fue superado en 1929 por el sorprendente descubrimiento de Hubble que le permite afirmar que cuanto más distante se encuentra una nebulosa, tanto más rápido es su receso, creciendo su velocidad de alejamiento por segundo en 160 kilómetros por cada millón de años luz (velocidad actalmente corregida) . Para las galaxias más alejadas se obtuvieron velocidades de hasta 42.000 kilómetros por segundo. Nunca hasta entonces habían sido registradas velocidades tan vertiginosas para cuerpos celestes.
Erwin Hubble dedicó su vida a la observación de las galaxias, los objetos más lejanos que conocían los astrónomos en aquellos tiempos. Pudo determinar las distancias de muchas de ellas, empujando eventualmente hacia fuera centenares de millones de años luz las fronteras del universo. Comparó, entonces, las distancias de las galaxias en función a la velocidad con que se alejaban unas de las otras, y dedujo que cuanto más lejanas se encontraban las galaxias, más rápidamente se movían. Esta relación, conocida como ley de Hubble, era prueba observacional de que el universo se expandía. Bajo su dirección, la cosmología de observación se convirtió en ciencia. Antes de ser astrónomo, Hubble fue soldado, entrenador de basketball y estudiante de derecho
viernes, 16 de octubre de 2009
Vida en otros planetas
El hombre, igual que todos los seres vivos actuales, es el resultado de millones de años de evolución en los que las especies que han conseguido sobrevivir han sido las mejor adaptadas a las condiciones de vida de la Tierra. Sin embargo, se especula mucho sobre la posibilidad de colonias humanas en otros planetas en un futuro cercano, y en muchas películas y novelas aparecen seres humanos que viven, respiran y pasean tranquilamente por otras galaxias. ¿Qué problemas plantearía el vivir fuera de la Tierra para seres con un organismo diseñado para habitar nuestro planeta y nuestra atmósfera?
Una de las diferencias más perceptibles sería la atracción gravitatoria. Un hombre de 75 kg de masa (o de “peso”, como se dice vulgarmente) pesa 75 kg en la Tierra, pero pesaría mucho menos en la Luna, en Mercurio o en cualquier planeta o satélite de menos masa; por el contrario pesaría mucho más en Júpiter o en Urano. Cuanto más pequeño sea el planeta menos notaremos su atracción; nos sentiremos más ligeros, podremos saltar mucho más alto, será mucho más fácil subir cuestas, llevar cargas más grandes, etc. Los posibles habitantes del planeta podrían ser más altos y pesados que los terrícolas, podría haber más y más grandes animales voladores, y las cosas caerían al suelo mucho más despacio y con menos estrépito. En un planeta grande y pesado, subir escaleras podría ser muy agotador, nos haríamos mucho más daño al caer al suelo, tendríamos que conformarnos con levantar cargas más pequeñas, y probablemente la vida sólo sería apta para los bajitos o los delgados. Sin embargo, en el cine de ciencia-ficción los astronautas suelen andar sobre la superficie de planetas remotos igual que si estuvieran en la Tierra, sin sentirse nunca más ligeros ni más pesados.
Un problema todavía más importante que el del peso es el de la atmósfera: si ahora nos lanzaran al espacio exterior sin un traje de astronauta, naturalmente no tendríamos aire que respirar, pero, antes de poder asfixiarnos, ya habríamos muerto por congelación debido a la temperatura bajísima y también porque, a falta de una presión atmosférica que la compense, la presión de la sangre que circula por nuestras venas las haría reventar. La atmósfera, por cierto, es también la que permite la transmisión del sonido: el espacio es totalmente silencioso, a pesar de que en las películas se oigan grandes estruendos cuando una nave dispara un proyectil o se estrella. Encontrar un planeta con una atmósfera adecuada a nuestras necesidades sería un caso realmente excepcional: en primer lugar se necesitaría alguna fuente natural o artificial de oxígeno inagotable (en la Tierra las plantas generan el oxígeno que los animales consumimos), luego ese oxígeno debe formar parte de una mezcla, un “aire”, respirable para nuestros pulmones: el porcentaje de oxígeno en el aire terrestre es de un 21% en masa; un tanto por ciento más bajo significaría un mayor esfuerzo para el pulmón humano, porque para obtener el mismo oxígeno tendría que calentar una cantidad mayor de nitrógeno y otros gases inútiles para él, y por otra parte un porcentaje mucho más alto significaría un peligro altísimo de incendio y de explosión, el aire se convertiría en un polvorín. También la presión del aire debería ser, si no igual, sí similar a la terrestre, y luego está la cuestión de la temperatura: el margen térmico en el que el hombre puede vivir es muy estrecho para las oscilaciones de temperatura que se dan en el espacio. El planeta que nos acoja debería estar a una distancia razonable, ni muy cerca ni muy lejos, de la estrella más cercana, y tener por otra parte una órbita bastante regular para que los cambios térmicos a lo largo de ella no fueran demasiado bruscos. En toda la inmensidad del universo puede haber planetas que cumplan todas estas condiciones, pero serían realmente difíciles de encontrar. Por lo tanto, películas como La guerra de las galaxias, donde los humanos se pasean y respiran como Pedro por su casa por un montón de planetas distintos y lo suficientemente cercanos como para viajar de uno al otro en poco tiempo, son como mínimo muy inverosímiles.
Es probable que, si algún día hay colonias humanas en otros planetas, tengan que vivir mediante la creación de una atmósfera artificial similar a la de la Tierra, y no en las condiciones reales del planeta de acogida. Incluso el problema de la atracción gravitatoria se podría solucionar generando un movimiento con una aceleración que compensara la diferencia de gravedad entre el nuevo planeta y la Tierra (de la misma forma que cuando un ascensor empieza a subir nos sentimos más pesados). Una de las películas más realistas y correctas en ese sentido es Desafío total, donde los humanos residentes en Marte vivían en una especie de bunker gigantesco y se planteaban los problemas de la escasez del oxígeno: los ciudadanos de las colonias seguramente tendrán que pagar, junto al agua y la luz, su recibo por el aire que respiran.
Una de las diferencias más perceptibles sería la atracción gravitatoria. Un hombre de 75 kg de masa (o de “peso”, como se dice vulgarmente) pesa 75 kg en la Tierra, pero pesaría mucho menos en la Luna, en Mercurio o en cualquier planeta o satélite de menos masa; por el contrario pesaría mucho más en Júpiter o en Urano. Cuanto más pequeño sea el planeta menos notaremos su atracción; nos sentiremos más ligeros, podremos saltar mucho más alto, será mucho más fácil subir cuestas, llevar cargas más grandes, etc. Los posibles habitantes del planeta podrían ser más altos y pesados que los terrícolas, podría haber más y más grandes animales voladores, y las cosas caerían al suelo mucho más despacio y con menos estrépito. En un planeta grande y pesado, subir escaleras podría ser muy agotador, nos haríamos mucho más daño al caer al suelo, tendríamos que conformarnos con levantar cargas más pequeñas, y probablemente la vida sólo sería apta para los bajitos o los delgados. Sin embargo, en el cine de ciencia-ficción los astronautas suelen andar sobre la superficie de planetas remotos igual que si estuvieran en la Tierra, sin sentirse nunca más ligeros ni más pesados.
Un problema todavía más importante que el del peso es el de la atmósfera: si ahora nos lanzaran al espacio exterior sin un traje de astronauta, naturalmente no tendríamos aire que respirar, pero, antes de poder asfixiarnos, ya habríamos muerto por congelación debido a la temperatura bajísima y también porque, a falta de una presión atmosférica que la compense, la presión de la sangre que circula por nuestras venas las haría reventar. La atmósfera, por cierto, es también la que permite la transmisión del sonido: el espacio es totalmente silencioso, a pesar de que en las películas se oigan grandes estruendos cuando una nave dispara un proyectil o se estrella. Encontrar un planeta con una atmósfera adecuada a nuestras necesidades sería un caso realmente excepcional: en primer lugar se necesitaría alguna fuente natural o artificial de oxígeno inagotable (en la Tierra las plantas generan el oxígeno que los animales consumimos), luego ese oxígeno debe formar parte de una mezcla, un “aire”, respirable para nuestros pulmones: el porcentaje de oxígeno en el aire terrestre es de un 21% en masa; un tanto por ciento más bajo significaría un mayor esfuerzo para el pulmón humano, porque para obtener el mismo oxígeno tendría que calentar una cantidad mayor de nitrógeno y otros gases inútiles para él, y por otra parte un porcentaje mucho más alto significaría un peligro altísimo de incendio y de explosión, el aire se convertiría en un polvorín. También la presión del aire debería ser, si no igual, sí similar a la terrestre, y luego está la cuestión de la temperatura: el margen térmico en el que el hombre puede vivir es muy estrecho para las oscilaciones de temperatura que se dan en el espacio. El planeta que nos acoja debería estar a una distancia razonable, ni muy cerca ni muy lejos, de la estrella más cercana, y tener por otra parte una órbita bastante regular para que los cambios térmicos a lo largo de ella no fueran demasiado bruscos. En toda la inmensidad del universo puede haber planetas que cumplan todas estas condiciones, pero serían realmente difíciles de encontrar. Por lo tanto, películas como La guerra de las galaxias, donde los humanos se pasean y respiran como Pedro por su casa por un montón de planetas distintos y lo suficientemente cercanos como para viajar de uno al otro en poco tiempo, son como mínimo muy inverosímiles.
Es probable que, si algún día hay colonias humanas en otros planetas, tengan que vivir mediante la creación de una atmósfera artificial similar a la de la Tierra, y no en las condiciones reales del planeta de acogida. Incluso el problema de la atracción gravitatoria se podría solucionar generando un movimiento con una aceleración que compensara la diferencia de gravedad entre el nuevo planeta y la Tierra (de la misma forma que cuando un ascensor empieza a subir nos sentimos más pesados). Una de las películas más realistas y correctas en ese sentido es Desafío total, donde los humanos residentes en Marte vivían en una especie de bunker gigantesco y se planteaban los problemas de la escasez del oxígeno: los ciudadanos de las colonias seguramente tendrán que pagar, junto al agua y la luz, su recibo por el aire que respiran.
martes, 29 de septiembre de 2009
¿Vida en marte?
La ampliación de una imagen tomada por el vehículo explorador Spirit de la NASA en la superficie de Marte, en noviembre del año pasado, muestra una figura de apariencia humana.
El descubrimiento lo hicieron “astrónomos aficionados”, según una nota de la edición online del tabloide británico Daily Mail colocada el martes, y fue el resultado de un examen minucioso de la fotografía difundida por la NASA el pasado día 2.
Al divulgar la imagen, la agencia espacial estadounidense simplemente señaló que fue capturada por el vehículo de exploración Spirit, del 6 al 9 de noviembre pasados, en la orilla de una meseta a la que ascendió, llamada Home Plate, en la cuenca de las colinas de Columbia, dentro del cráter Gusev.
La NASA aclaró que la imagen panorámica que mira hacia el oeste es una composición de fotografías separadas, tomadas con filtros Pancam, y que el color no es real, sino que se ha resaltado para notar las diferencias.
Tras recordar que el Spirit se posó sobre Marte el 4 de enero de 2004, la agencia espacial no hizo mayores comentarios, puso un vínculo en su sitio online para la imagen descrita en alta resolución (http://www.nasa.gov/mission_pages/mer/images/sol1369a-F-20080102.html).
Lo cierto es que en la imagen ampliada se observa la figura con forma humana, entre las rocas marcianas. Según el comentario del Daily Mail, es como una mujer esperando al autobús, una espera que podría ser “terriblemente larga”.
A menos, claro está, que esté esperando justamente al Spirit. Pero otros dicen con escepticismo que no es más que una ilusión óptica.
La figura es muy parecida a la Sirenita colocada sobre una roca a la entrada del puerto de Copenhague, en 1913, para recordar la leyenda del ser mitológico que encantaba a los marineros.
La “sirenita de Marte” parece embrujar ahora a los navegantes de la red deseosos de hallar pruebas de vida en el planeta rojo.
Internet tiene sitios que intentan “demostrar” que las misiones de la NASA a Marte han sido un fraude, que la limpieza en que se encuentran los dos vehículos exploradores, el Spirit y el Opportunity es absurda, y que el color de las imágenes se ha falseado para evitar que los habitantes de la Tierra sepan que el planeta que toma el nombre del dios romano de la guerra, es un verdadero vergel.
No es esta la primera vez que se ha buscado evidencia de antiguas civilizaciones en las imágenes de naves especiales de la agencia espacial de EU enviadas a Marte. En una fotografía tomada en 1976 por la sonda Viking se creyó ver una rostro de dimensiones colosales. Imágenes del área tomadas posteriormente por la sonda Mars Global Surveyor en 2001, con mejores cámaras, mostraron que la “cara” era una colina en la región marciana de Cidonia. La comparación se puede ver en el sitio: http://mars.jpl.nasa.gov/mgs/gallery/images_faceonmars.html.
Pero lo de hoy es la “sirenita de Marte”. Por ello, un cibernauta, citado por la televisora BBC, dijo con humor que “es una estatua construida obviamente por una civilización antigua que salió de Marte y colonizó Dinamarca”.
El descubrimiento lo hicieron “astrónomos aficionados”, según una nota de la edición online del tabloide británico Daily Mail colocada el martes, y fue el resultado de un examen minucioso de la fotografía difundida por la NASA el pasado día 2.
Al divulgar la imagen, la agencia espacial estadounidense simplemente señaló que fue capturada por el vehículo de exploración Spirit, del 6 al 9 de noviembre pasados, en la orilla de una meseta a la que ascendió, llamada Home Plate, en la cuenca de las colinas de Columbia, dentro del cráter Gusev.
La NASA aclaró que la imagen panorámica que mira hacia el oeste es una composición de fotografías separadas, tomadas con filtros Pancam, y que el color no es real, sino que se ha resaltado para notar las diferencias.
Tras recordar que el Spirit se posó sobre Marte el 4 de enero de 2004, la agencia espacial no hizo mayores comentarios, puso un vínculo en su sitio online para la imagen descrita en alta resolución (http://www.nasa.gov/mission_pages/mer/images/sol1369a-F-20080102.html).
Lo cierto es que en la imagen ampliada se observa la figura con forma humana, entre las rocas marcianas. Según el comentario del Daily Mail, es como una mujer esperando al autobús, una espera que podría ser “terriblemente larga”.
A menos, claro está, que esté esperando justamente al Spirit. Pero otros dicen con escepticismo que no es más que una ilusión óptica.
La figura es muy parecida a la Sirenita colocada sobre una roca a la entrada del puerto de Copenhague, en 1913, para recordar la leyenda del ser mitológico que encantaba a los marineros.
La “sirenita de Marte” parece embrujar ahora a los navegantes de la red deseosos de hallar pruebas de vida en el planeta rojo.
Internet tiene sitios que intentan “demostrar” que las misiones de la NASA a Marte han sido un fraude, que la limpieza en que se encuentran los dos vehículos exploradores, el Spirit y el Opportunity es absurda, y que el color de las imágenes se ha falseado para evitar que los habitantes de la Tierra sepan que el planeta que toma el nombre del dios romano de la guerra, es un verdadero vergel.
No es esta la primera vez que se ha buscado evidencia de antiguas civilizaciones en las imágenes de naves especiales de la agencia espacial de EU enviadas a Marte. En una fotografía tomada en 1976 por la sonda Viking se creyó ver una rostro de dimensiones colosales. Imágenes del área tomadas posteriormente por la sonda Mars Global Surveyor en 2001, con mejores cámaras, mostraron que la “cara” era una colina en la región marciana de Cidonia. La comparación se puede ver en el sitio: http://mars.jpl.nasa.gov/mgs/gallery/images_faceonmars.html.
Pero lo de hoy es la “sirenita de Marte”. Por ello, un cibernauta, citado por la televisora BBC, dijo con humor que “es una estatua construida obviamente por una civilización antigua que salió de Marte y colonizó Dinamarca”.
Hay agua en la luna
Las posibilidades de establecer una base en la Luna parecen cada vez más reales luego de que una sonda encontrara por primera vez evidencias de gran cantidad de agua en su superficie.
La información fue entregada por el satélite indio Chandrayaan-1, que contenía instrumentos del proyecto científico Moon Mineralogy Mapper (M3) de la Nasa, de Estados Unidos, que permitieron realizar el hallazgo.
La noticia ha revolucionado al mundo científico, y la Nasa convocó a una conferencia para mañana para realizar un anuncio que fue calificado de “relevante” por parte de Carle Pieters, científico ligado al proyecto M3.
La información de la sonda india fueron comparados con los que entregó hace diez años la sonda Cassini de la Nasa, lanzada el 15 de octubre de 1997. El descubrimiento representa un significativo avance de la India, indicó Mylswamy Annadurai, director de la Agencia India de Investigación Espacial (ISRO), ubicada en Bangalore, y fundada en 1972. Annadurai, se declaró muy satisfecho con el descubrimiento, y señaló al diario The Times que “este era uno de los principales objetivos de Chandrayaan-1, encontrar evidencia de agua en la Luna”.
Los instrumentos del M3 permitieron realizar el hallazgo de la presencia de agua luego de analizar las radiaciones electromagnéticas emitidas por los minerales que se ubican sobre la superficie de la Luna. La sensibilidad de los instrumentos permite detectar hasta los níveles más pequeños de agua.
M3 es uno de los dos instrumentos de la Nasa que van dentro de las once piezas que componen la sonda india, la que fue lanzada hacia la órbita de la Luna en octubre de 2008, y que entre sus objetivos se encontraba el verificar la existencia de agua en la superficie lunar. Sin embargo, la ISRO estaba desilusionada de los resultados que podría obtener de la sonda, luego de que el 30 de agosto interrumpiera su actividad, 14 meses antes de lo planificado.
La información fue entregada por el satélite indio Chandrayaan-1, que contenía instrumentos del proyecto científico Moon Mineralogy Mapper (M3) de la Nasa, de Estados Unidos, que permitieron realizar el hallazgo.
La noticia ha revolucionado al mundo científico, y la Nasa convocó a una conferencia para mañana para realizar un anuncio que fue calificado de “relevante” por parte de Carle Pieters, científico ligado al proyecto M3.
La información de la sonda india fueron comparados con los que entregó hace diez años la sonda Cassini de la Nasa, lanzada el 15 de octubre de 1997. El descubrimiento representa un significativo avance de la India, indicó Mylswamy Annadurai, director de la Agencia India de Investigación Espacial (ISRO), ubicada en Bangalore, y fundada en 1972. Annadurai, se declaró muy satisfecho con el descubrimiento, y señaló al diario The Times que “este era uno de los principales objetivos de Chandrayaan-1, encontrar evidencia de agua en la Luna”.
Los instrumentos del M3 permitieron realizar el hallazgo de la presencia de agua luego de analizar las radiaciones electromagnéticas emitidas por los minerales que se ubican sobre la superficie de la Luna. La sensibilidad de los instrumentos permite detectar hasta los níveles más pequeños de agua.
M3 es uno de los dos instrumentos de la Nasa que van dentro de las once piezas que componen la sonda india, la que fue lanzada hacia la órbita de la Luna en octubre de 2008, y que entre sus objetivos se encontraba el verificar la existencia de agua en la superficie lunar. Sin embargo, la ISRO estaba desilusionada de los resultados que podría obtener de la sonda, luego de que el 30 de agosto interrumpiera su actividad, 14 meses antes de lo planificado.
lunes, 17 de agosto de 2009
lunes, 3 de agosto de 2009
Fuentes dicen que la llegada a la luna es un fraude
En estos dias mientras se celebran los 40 años desde que supuestamente el hombre llegó a la Luna mas informaciones e imágines surgen.
Como sombras, las estrellas que muchas veces no se encuentran en las imagenes, detalles como iluminaciones, reflejos, etc.
Este año se cumplen 40 años del hombre en la luna
Sin duda la hazaña astrónomica más importante hasta la actualidad. Es cuando un 21 de Julio de 1969 Neil Amstrong, Buzz Aldrin y Michael Collins llegaron a bordo del apolo XI a la Luna, siendo N. Amstrong el primer humano en pisar suelo lunar.
Este 21 de Julio se celebran 40 años de esa hazaña que sin duda será recordada por generaciones y generaciones.
lunes, 15 de junio de 2009
lunes, 27 de abril de 2009
lunes, 20 de abril de 2009
lunes, 13 de abril de 2009
martes, 31 de marzo de 2009
El comienzo del universo
En cosmología física, la teoría del Big Bang o teoría de la gran explosión es un modelo científico que trata de explicar el origen del Universo y su desarrollo posterior a partir de una singularidad espaciotemporal. Técnicamente, se trata del concepto de expansión del Universo desde una singularidad primigenia, donde la expansión de éste se deduce de una colección de soluciones de las ecuaciones de la relatividad general, llamados modelos de Friedmann- Lemaître - 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 dijo para mofarse que el modelo descrito era sólo un big bang (gran explosión) durante una discusión de la BBC en 1949. No obstante, hay que tener en cuenta que en el inicio del Universo ni hubo explosión ni fue grande, pues en rigor surgió de una «singularidad» infinitamente pequeña, seguida de la expansión del propio espacio.
La idea central del Big Bang es que la teoría de la relatividad general puede combinarse con las observaciones de isotropía y homogeneidad 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 mayor densidad y, por tanto, las condiciones del Universo actual son muy diferentes de las condiciones del Universo pasado. A partir de este modelo, George Gamow en 1948 pudo predecir que debería haber evidencias de un fenómeno que más tarde sería bautizado como radiación de fondo de microondas.Para llegar al modelo del Big Bang, muchos científicos, con diversos estudios, han ido construyendo el camino que lleva a la génesis de esta explicación. 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 expandiera 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" los vestigios 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 universal. 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.
La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones y avances teóricos. Por medio de observaciones, en los 1910, el astrónomo estadounidense Vesto Slipher y, después de él, Carl Wilhelm Wirtz, de Estrasburgo, determinaron que la mayor parte de las nebulosas espirales se alejan de la Tierra; pero no llegaron a darse cuenta de las implicaciones cosmológicas de esta observación, ni tampoco del hecho de que las supuestas nebulosas eran en realidad galaxias exteriores a nuestra Vía Láctea.
Además, la teoría de Albert Einstein sobre la relatividad general (segunda década del siglo XX) no admite soluciones estáticas (es decir, el Universo debe estar en expansión o en contracción), resultado que él mismo consideró equivocado, y trató de corregirlo agregando la constante cosmológica. El primero en aplicar formalmente la relatividad a la cosmología, sin considerar 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 se denominó "Big Bang".
En 1929, Edwin Hubble realizó observaciones que sirvieron de fundamento 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 unas de otras 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, texto escrito por Edward Christianson).
Según el principio cosmológico, el alejamiento de las galaxias sugería que el Universo está en expansión. Esta idea originó dos hipótesis 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, según la cual se genera nueva materia mientras las galaxias se alejan entre sí. En este modelo, el Universo es básicamente el mismo en un momento dado en el tiempo. Durante muchos años hubo un número de adeptos similar para cada teoría.
Con el pasar de los años, las evidencias observacionales apoyaron 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, ésta ha sido considerada la mejor teoría para explicar el origen y evolución del cosmos. Antes de finales de los años sesenta, muchos cosmólogos pensaban que la singularidad infinitamente densa del tiempo inicial en el modelo cosmológico de Friedman era una sobreidealización, 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 ampliar o concretar aspectos de la teoría del Big Bang. Gran parte del trabajo actual en cosmología trata de entender cómo se formaron las galaxias en el contexto del Big Bang, comprender lo que allí ocurrió y cotejar nuevas observaciones con la teoría fundamental.
A finales de los años 1990 y principios del siglo XXI, se lograron grandes avances en la cosmología del Big Bang como resultado de importantes adelantos 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 han conducido al descubrimiento inesperado de que el Universo está en aceleración.Descripción del Big Bang [editar]
El Universo ilustrado en tres dimensiones espaciales y una dimensión temporal.
Michio Kaku ha señalado cierta paradoja en la denominación big bang (gran explosión): en cierto modo no puede haber sido grande ya que se produjo exactamente antes del surgimiento del espacio-tiempo, habría sido el mismo big bang lo que habría generado las dimensiones desde una singularidad; tampoco es exactamente una explosión en el sentido propio del término ya que no se propagó fuera de sí mismo.
Basándose en medidas de la expansión del Universo utilizando observaciones de las supernovas tipo 1a, en función de la variación de la temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de microondas y en función de la correlación de las galaxias, la edad del Universo es de aproximadamente 13,7 ± 0,2 miles de millones de años. Es notable el hecho de que tres mediciones independientes sean consistentes, por lo que se consideran 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 isótropamente de una energía muy densa y tenía una temperatura y presión concomitantes. Se expandió y se enfrió, experimentando cambios de fase análogos a la condensación del vapor o a la congelación del 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 de quarks-gluones, en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en forma relativista. Con el crecimiento en tamaño del Universo, la temperatura descendió. A cierta temperatura, y debido a un cambio aún desconocido denominado bariogénesis, los quarks y los gluones se combinaron en bariones tales como el protón y el neutrón, produciendo de alguna manera la asimetría observada actualmente entre la materia y la antimateria. Las temperaturas aún más bajas condujeron a nuevos cambios de fase, que rompieron la simetría, así que les dieron su forma actual a las fuerzas fundamentales de la física y a las partículas elementales. Más tarde, 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 que hay en el Universo. Los tres tipos posibles se denominan 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 representarían el 20 por ciento de la materia del Universo.
El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura. Aproximadamente el 70 por ciento de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Una de las propiedades características de este componente del universo es el hecho de que provoca que la expansión del universo varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia, haciendo 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 la física de partículas continúan siendo investigados tanto en el ámbito de la física 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.Descripción del Big Bang [editar]
El Universo ilustrado en tres dimensiones espaciales y una dimensión temporal.
Michio Kaku ha señalado cierta paradoja en la denominación big bang (gran explosión): en cierto modo no puede haber sido grande ya que se produjo exactamente antes del surgimiento del espacio-tiempo, habría sido el mismo big bang lo que habría generado las dimensiones desde una singularidad; tampoco es exactamente una explosión en el sentido propio del término ya que no se propagó fuera de sí mismo.
Basándose en medidas de la expansión del Universo utilizando observaciones de las supernovas tipo 1a, en función de la variación de la temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de microondas y en función de la correlación de las galaxias, la edad del Universo es de aproximadamente 13,7 ± 0,2 miles de millones de años. Es notable el hecho de que tres mediciones independientes sean consistentes, por lo que se consideran 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 isótropamente de una energía muy densa y tenía una temperatura y presión concomitantes. Se expandió y se enfrió, experimentando cambios de fase análogos a la condensación del vapor o a la congelación del 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 de quarks-gluones, en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en forma relativista. Con el crecimiento en tamaño del Universo, la temperatura descendió. A cierta temperatura, y debido a un cambio aún desconocido denominado bariogénesis, los quarks y los gluones se combinaron en bariones tales como el protón y el neutrón, produciendo de alguna manera la asimetría observada actualmente entre la materia y la antimateria. Las temperaturas aún más bajas condujeron a nuevos cambios de fase, que rompieron la simetría, así que les dieron su forma actual a las fuerzas fundamentales de la física y a las partículas elementales. Más tarde, 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 que hay en el Universo. Los tres tipos posibles se denominan 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 representarían el 20 por ciento de la materia del Universo.
El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura. Aproximadamente el 70 por ciento de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Una de las propiedades características de este componente del universo es el hecho de que provoca que la expansión del universo varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia, haciendo 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 la física de partículas continúan siendo investigados tanto en el ámbito de la física 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.
La idea central del Big Bang es que la teoría de la relatividad general puede combinarse con las observaciones de isotropía y homogeneidad 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 mayor densidad y, por tanto, las condiciones del Universo actual son muy diferentes de las condiciones del Universo pasado. A partir de este modelo, George Gamow en 1948 pudo predecir que debería haber evidencias de un fenómeno que más tarde sería bautizado como radiación de fondo de microondas.Para llegar al modelo del Big Bang, muchos científicos, con diversos estudios, han ido construyendo el camino que lleva a la génesis de esta explicación. 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 expandiera 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" los vestigios 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 universal. 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.
La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones y avances teóricos. Por medio de observaciones, en los 1910, el astrónomo estadounidense Vesto Slipher y, después de él, Carl Wilhelm Wirtz, de Estrasburgo, determinaron que la mayor parte de las nebulosas espirales se alejan de la Tierra; pero no llegaron a darse cuenta de las implicaciones cosmológicas de esta observación, ni tampoco del hecho de que las supuestas nebulosas eran en realidad galaxias exteriores a nuestra Vía Láctea.
Además, la teoría de Albert Einstein sobre la relatividad general (segunda década del siglo XX) no admite soluciones estáticas (es decir, el Universo debe estar en expansión o en contracción), resultado que él mismo consideró equivocado, y trató de corregirlo agregando la constante cosmológica. El primero en aplicar formalmente la relatividad a la cosmología, sin considerar 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 se denominó "Big Bang".
En 1929, Edwin Hubble realizó observaciones que sirvieron de fundamento 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 unas de otras 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, texto escrito por Edward Christianson).
Según el principio cosmológico, el alejamiento de las galaxias sugería que el Universo está en expansión. Esta idea originó dos hipótesis 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, según la cual se genera nueva materia mientras las galaxias se alejan entre sí. En este modelo, el Universo es básicamente el mismo en un momento dado en el tiempo. Durante muchos años hubo un número de adeptos similar para cada teoría.
Con el pasar de los años, las evidencias observacionales apoyaron 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, ésta ha sido considerada la mejor teoría para explicar el origen y evolución del cosmos. Antes de finales de los años sesenta, muchos cosmólogos pensaban que la singularidad infinitamente densa del tiempo inicial en el modelo cosmológico de Friedman era una sobreidealización, 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 ampliar o concretar aspectos de la teoría del Big Bang. Gran parte del trabajo actual en cosmología trata de entender cómo se formaron las galaxias en el contexto del Big Bang, comprender lo que allí ocurrió y cotejar nuevas observaciones con la teoría fundamental.
A finales de los años 1990 y principios del siglo XXI, se lograron grandes avances en la cosmología del Big Bang como resultado de importantes adelantos 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 han conducido al descubrimiento inesperado de que el Universo está en aceleración.Descripción del Big Bang [editar]
El Universo ilustrado en tres dimensiones espaciales y una dimensión temporal.
Michio Kaku ha señalado cierta paradoja en la denominación big bang (gran explosión): en cierto modo no puede haber sido grande ya que se produjo exactamente antes del surgimiento del espacio-tiempo, habría sido el mismo big bang lo que habría generado las dimensiones desde una singularidad; tampoco es exactamente una explosión en el sentido propio del término ya que no se propagó fuera de sí mismo.
Basándose en medidas de la expansión del Universo utilizando observaciones de las supernovas tipo 1a, en función de la variación de la temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de microondas y en función de la correlación de las galaxias, la edad del Universo es de aproximadamente 13,7 ± 0,2 miles de millones de años. Es notable el hecho de que tres mediciones independientes sean consistentes, por lo que se consideran 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 isótropamente de una energía muy densa y tenía una temperatura y presión concomitantes. Se expandió y se enfrió, experimentando cambios de fase análogos a la condensación del vapor o a la congelación del 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 de quarks-gluones, en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en forma relativista. Con el crecimiento en tamaño del Universo, la temperatura descendió. A cierta temperatura, y debido a un cambio aún desconocido denominado bariogénesis, los quarks y los gluones se combinaron en bariones tales como el protón y el neutrón, produciendo de alguna manera la asimetría observada actualmente entre la materia y la antimateria. Las temperaturas aún más bajas condujeron a nuevos cambios de fase, que rompieron la simetría, así que les dieron su forma actual a las fuerzas fundamentales de la física y a las partículas elementales. Más tarde, 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 que hay en el Universo. Los tres tipos posibles se denominan 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 representarían el 20 por ciento de la materia del Universo.
El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura. Aproximadamente el 70 por ciento de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Una de las propiedades características de este componente del universo es el hecho de que provoca que la expansión del universo varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia, haciendo 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 la física de partículas continúan siendo investigados tanto en el ámbito de la física 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.Descripción del Big Bang [editar]
El Universo ilustrado en tres dimensiones espaciales y una dimensión temporal.
Michio Kaku ha señalado cierta paradoja en la denominación big bang (gran explosión): en cierto modo no puede haber sido grande ya que se produjo exactamente antes del surgimiento del espacio-tiempo, habría sido el mismo big bang lo que habría generado las dimensiones desde una singularidad; tampoco es exactamente una explosión en el sentido propio del término ya que no se propagó fuera de sí mismo.
Basándose en medidas de la expansión del Universo utilizando observaciones de las supernovas tipo 1a, en función de la variación de la temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de microondas y en función de la correlación de las galaxias, la edad del Universo es de aproximadamente 13,7 ± 0,2 miles de millones de años. Es notable el hecho de que tres mediciones independientes sean consistentes, por lo que se consideran 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 isótropamente de una energía muy densa y tenía una temperatura y presión concomitantes. Se expandió y se enfrió, experimentando cambios de fase análogos a la condensación del vapor o a la congelación del 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 de quarks-gluones, en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en forma relativista. Con el crecimiento en tamaño del Universo, la temperatura descendió. A cierta temperatura, y debido a un cambio aún desconocido denominado bariogénesis, los quarks y los gluones se combinaron en bariones tales como el protón y el neutrón, produciendo de alguna manera la asimetría observada actualmente entre la materia y la antimateria. Las temperaturas aún más bajas condujeron a nuevos cambios de fase, que rompieron la simetría, así que les dieron su forma actual a las fuerzas fundamentales de la física y a las partículas elementales. Más tarde, 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 que hay en el Universo. Los tres tipos posibles se denominan 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 representarían el 20 por ciento de la materia del Universo.
El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura. Aproximadamente el 70 por ciento de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Una de las propiedades características de este componente del universo es el hecho de que provoca que la expansión del universo varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia, haciendo 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 la física de partículas continúan siendo investigados tanto en el ámbito de la física 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.
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