El universo es todo el espacio y el tiempo [a] y sus contenidos. [10] Comprende toda la existencia , cualquier interacción fundamental , proceso físico y constante física , y por lo tanto todas las formas de energía y materia , y las estructuras que forman, desde partículas subatómicas hasta galaxias enteras . El espacio y el tiempo, según la teoría cosmológica predominante del Big Bang , surgieron juntosHace 13,787 ± 0,020 mil millones de años , [11] y el universo se ha estado expandiendo desde entonces. Hoy en día, el universo se ha expandido hasta alcanzar una edad y un tamaño que físicamente sólo son observables en partes como el universo observable , que tiene aproximadamente 93 mil millones de años luz de diámetro en la actualidad, mientras que el tamaño espacial, si lo hay, de todo el universo es desconocido. [3]
Algunos de los primeros modelos cosmológicos del universo fueron desarrollados por antiguos filósofos griegos e indios y eran geocéntricos , colocando a la Tierra en el centro. [12] [13] A lo largo de los siglos, observaciones astronómicas más precisas llevaron a Nicolás Copérnico a desarrollar el modelo heliocéntrico con el Sol en el centro del Sistema Solar . Al desarrollar la ley de la gravitación universal , Isaac Newton se basó en el trabajo de Copérnico, así como en las leyes del movimiento planetario de Johannes Kepler y en las observaciones de Tycho Brahe .
Otras mejoras observacionales llevaron a la comprensión de que el Sol es una de los pocos cientos de miles de millones de estrellas de la Vía Láctea , que es una de los pocos cientos de miles de millones de galaxias del universo observable. Muchas de las estrellas de una galaxia tienen planetas . En la escala más grande , las galaxias se distribuyen uniformemente y de la misma manera en todas las direcciones, lo que significa que el universo no tiene ni borde ni centro. A escalas más pequeñas, las galaxias se distribuyen en cúmulos y supercúmulos que forman inmensos filamentos y vacíos en el espacio, creando una vasta estructura similar a una espuma. [14] Los descubrimientos a principios del siglo XX han sugerido que el universo tuvo un comienzo y se ha estado expandiendo desde entonces. [15]
Según la teoría del Big Bang, la energía y la materia inicialmente presentes se han vuelto menos densas a medida que el universo se expandió. Después de una expansión acelerada inicial llamada época inflacionaria de alrededor de 10 −32 segundos, y la separación de las cuatro fuerzas fundamentales conocidas , el universo se enfrió gradualmente y continuó expandiéndose, permitiendo que se formaran las primeras partículas subatómicas y átomos simples. La materia oscura se acumuló gradualmente, formando una estructura de filamentos y vacíos similar a una espuma bajo la influencia de la gravedad . Nubes gigantes de hidrógeno y helio fueron atraídas gradualmente hacia los lugares donde la materia oscura era más densa , formando las primeras galaxias, estrellas y todo lo que se ve hoy.
A partir del estudio del movimiento de las galaxias se ha descubierto que el universo contiene mucha más materia de la que representan los objetos visibles; estrellas, galaxias, nebulosas y gas interestelar. Esta materia invisible se conoce como materia oscura [16] ( oscura significa que existe una amplia gama de pruebas indirectas sólidas de que existe, pero todavía no la hemos detectado directamente). El modelo ΛCDM es el modelo más aceptado del universo. Sugiere que aproximadamenteEl 69,2% ± 1,2% de la masa y la energía del universo es energía oscura que es responsable de la aceleración de la expansión del universo , y aproximadamente25,8% ± 1,1% es materia oscura. [17] Por lo tanto, la materia ordinaria (' bariónica ') es sólo4,84% ± 0,1% del universo físico. [17] Las estrellas, los planetas y las nubes de gas visibles sólo forman alrededor del 6% de la materia ordinaria. [18]
Hay muchas hipótesis contrapuestas sobre el destino final del universo y sobre qué precedió al Big Bang, si es que hubo algo, mientras que otros físicos y filósofos se niegan a especular, dudando de que alguna vez sea accesible información sobre estados anteriores. Algunos físicos han sugerido varias hipótesis sobre el multiverso , según las cuales el universo podría ser uno entre muchos. [3] [19] [20]
El universo físico se define como todo el espacio y el tiempo [a] (denominados colectivamente espacio-tiempo ) y sus contenidos. [10] Dichos contenidos comprenden toda la energía en sus diversas formas, incluidas la radiación electromagnética y la materia , y por tanto los planetas, las lunas , las estrellas, las galaxias y los contenidos del espacio intergaláctico . [21] [22] [23] El universo también incluye las leyes físicas que influyen en la energía y la materia, como las leyes de conservación , la mecánica clásica y la relatividad . [24]
El universo a menudo se define como "la totalidad de la existencia", o todo lo que existe, todo lo que ha existido y todo lo que existirá. [24] De hecho, algunos filósofos y científicos apoyan la inclusión de ideas y conceptos abstractos, como las matemáticas y la lógica, en la definición del universo. [26] [27] [28] La palabra universo también puede referirse a conceptos como el cosmos , el mundo y la naturaleza . [29] [30]
La palabra universo deriva de la palabra francesa antigua univers , que a su vez deriva de la palabra latina universus , que significa "combinado en uno". [31] La palabra latina 'universum' fue utilizada por Cicerón y autores latinos posteriores en muchos de los mismos sentidos que se usa la palabra inglesa moderna. [32]
Un término para universo entre los filósofos griegos antiguos desde Pitágoras en adelante era τὸ πᾶν ( tò pân ) 'el todo', definido como toda la materia y todo el espacio, y τὸ ὅλον ( tò hólon ) 'todas las cosas', que no necesariamente incluía las vacío. [33] [34] Otro sinónimo era ὁ κόσμος ( ho kósmos ), que significa 'el mundo , el cosmos '. [35] También se encuentran sinónimos en autores latinos ( totum , mundus , natura ) [36] y sobreviven en idiomas modernos, por ejemplo, las palabras alemanas Das All , Weltall y Natur para universo . Los mismos sinónimos se encuentran en inglés, como todo (como en la teoría del todo ), el cosmos (como en cosmología ), el mundo (como en la interpretación de muchos mundos ) y naturaleza (como en las leyes naturales o la filosofía natural). ). [37]
El modelo predominante para la evolución del universo es la teoría del Big Bang. [38] [39] El modelo del Big Bang afirma que el estado más temprano del universo fue extremadamente caliente y denso, y que posteriormente el universo se expandió y enfrió. El modelo se basa en la relatividad general y en supuestos simplificadores como la homogeneidad y la isotropía del espacio. Una versión del modelo con una constante cosmológica (Lambda) y materia oscura fría , conocida como modelo Lambda-CDM , es el modelo más simple que proporciona una explicación razonablemente buena de diversas observaciones sobre el universo. El modelo del Big Bang tiene en cuenta observaciones como la correlación de la distancia y el corrimiento al rojo de las galaxias, la relación entre el número de átomos de hidrógeno y helio y el fondo de radiación de microondas.
El estado denso y caliente inicial se llama época de Planck , un breve período que se extiende desde el tiempo cero hasta una unidad de tiempo de Planck de aproximadamente 10 −43 segundos. Durante la época de Planck, todos los tipos de materia y todos los tipos de energía estaban concentrados en un estado denso, y se cree que la gravedad (actualmente la más débil con diferencia de las cuatro fuerzas conocidas ) era tan fuerte como las otras fuerzas fundamentales, y todas las fuerzas pueden haber estado unificadas . La física que controla este período tan temprano (incluida la gravedad cuántica en la época de Planck) no se comprende, por lo que no podemos decir qué sucedió, si es que sucedió algo, antes del tiempo cero . Desde la época de Planck, el universo se ha estado expandiendo hasta su escala actual, y se especula que se produjo un período muy corto pero intenso de inflación cósmica dentro de los primeros 10 −32 segundos. [40] Este período inicial de inflación explicaría por qué el espacio parece ser muy plano y uniforme en escalas mucho mayores de las que la luz podría viajar desde el inicio del universo.
En la primera fracción de segundo de existencia del universo, las cuatro fuerzas fundamentales se habían separado. A medida que el universo continuaba enfriándose desde su estado inconcebiblemente caliente, se pudieron formar varios tipos de partículas subatómicas en cortos períodos de tiempo conocidos como época de quarks , época de hadrones y época de leptones . Juntas, estas épocas abarcaron menos de 10 segundos de tiempo después del Big Bang. Estas partículas elementales se asociaron de manera estable en combinaciones cada vez mayores, incluidos protones y neutrones estables , que luego formaron núcleos atómicos más complejos mediante fusión nuclear . [41] [42]
Este proceso, conocido como nucleosíntesis del Big Bang , duró unos 17 minutos y finalizó unos 20 minutos después del Big Bang, por lo que sólo ocurrieron las reacciones más rápidas y simples. Alrededor del 25% de los protones y todos los neutrones del universo, en masa, se convirtieron en helio , con pequeñas cantidades de deuterio (una forma de hidrógeno ) y trazas de litio . Cualquier otro elemento sólo se formó en cantidades muy pequeñas. El 75% restante de los protones no se vio afectado, como núcleos de hidrógeno . [41] [42] : 27–42
Después de que terminó la nucleosíntesis, el universo entró en un período conocido como época fotónica . Durante este período, el universo todavía estaba demasiado caliente para que la materia formara átomos neutros , por lo que contenía un plasma caliente, denso y brumoso de electrones cargados negativamente , neutrinos neutros y núcleos positivos. Después de unos 377.000 años, el universo se había enfriado lo suficiente como para que los electrones y los núcleos pudieran formar los primeros átomos estables . Esto se conoce como recombinación por razones históricas; Los electrones y los núcleos se combinaban por primera vez. A diferencia del plasma, los átomos neutros son transparentes a muchas longitudes de onda de luz, por lo que por primera vez el universo también se volvió transparente. Los fotones liberados (" desacoplados ") cuando se formaron estos átomos todavía se pueden ver hoy; Forman el fondo cósmico de microondas (CMB). [42] : 15-27
A medida que el universo se expande, la densidad de energía de la radiación electromagnética disminuye más rápidamente que la de la materia porque la energía de cada fotón disminuye a medida que se desplaza cosmológicamente hacia el rojo . Alrededor de los 47.000 años, la densidad de energía de la materia se volvió mayor que la de los fotones y neutrinos , y comenzó a dominar el comportamiento a gran escala del universo. Esto marcó el final de la era dominada por la radiación y el comienzo de la era dominada por la materia . [43] : 390
En las primeras etapas del universo, pequeñas fluctuaciones dentro de la densidad del universo llevaron a la formación gradual de concentraciones de materia oscura . La materia ordinaria, atraída por éstas por la gravedad , formó grandes nubes de gas y, finalmente, estrellas y galaxias, donde la materia oscura era más densa, y vacíos donde era menos densa. Después de alrededor de 100 a 300 millones de años, [43] : 333 se formaron las primeras estrellas , conocidas como estrellas de Población III . Probablemente eran muy masivos, luminosos, no metálicos y de corta duración. Fueron responsables de la reionización gradual del universo entre aproximadamente 200 y 500 millones de años y mil millones de años, y también de sembrar el universo con elementos más pesados que el helio, a través de la nucleosíntesis estelar . [44]
El universo también contiene una energía misteriosa (posiblemente un campo escalar ) llamada energía oscura , cuya densidad no cambia con el tiempo. Después de aproximadamente 9.800 millones de años, el universo se había expandido lo suficiente como para que la densidad de la materia fuera menor que la densidad de la energía oscura, lo que marcó el comienzo de la actual era dominada por la energía oscura . [45] En esta era, la expansión del universo se está acelerando debido a la energía oscura.
De las cuatro interacciones fundamentales , la gravitación es la dominante en escalas de longitud astronómicas. Los efectos de la gravedad son acumulativos; por el contrario, los efectos de las cargas positivas y negativas tienden a cancelarse entre sí, lo que hace que el electromagnetismo sea relativamente insignificante en escalas de longitud astronómicas. Las dos interacciones restantes, las fuerzas nucleares débil y fuerte , declinan muy rápidamente con la distancia; sus efectos se limitan principalmente a escalas de longitud subatómica. [46] : 1470
El universo parece tener mucha más materia que antimateria , una asimetría posiblemente relacionada con la violación del CP . [47] Este desequilibrio entre materia y antimateria es parcialmente responsable de la existencia de toda la materia existente hoy en día, ya que la materia y la antimateria, si se hubieran producido igualmente en el Big Bang , se habrían aniquilado completamente entre sí y dejado solo fotones como resultado de su interacción. . [48] El universo también parece no tener momento neto ni momento angular , ausencias que se derivan de leyes físicas aceptadas si el universo es finito. Estas leyes son la ley de Gauss y la no divergencia del pseudotensor tensión-energía-momento . [49]
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Según la teoría general de la relatividad, es posible que las regiones lejanas del espacio nunca interactúen con las nuestras, incluso durante la vida del universo, debido a la velocidad finita de la luz y la continua expansión del espacio . Por ejemplo, es posible que los mensajes de radio enviados desde la Tierra nunca lleguen a algunas regiones del espacio, incluso si el universo existiera para siempre: el espacio puede expandirse más rápido de lo que la luz puede atravesarlo. [50]
La región espacial que se puede observar con telescopios se llama universo observable , el cual depende de la ubicación del observador. La distancia adecuada —la distancia que se mediría en un momento específico, incluido el presente— entre la Tierra y el borde del universo observable es de 46 mil millones de años luz [51] (14 mil millones de pársecs ), lo que hace que el diámetro del universo observable unos 93 mil millones de años luz (28 mil millones de pársecs). [51] La distancia que ha viajado la luz desde el borde del universo observable es muy cercana a la edad del universo multiplicada por la velocidad de la luz, 13,8 mil millones de años luz (4,2 × 10 9 pc), pero esto no representa la distancia en un momento dado porque el borde del universo observable y la Tierra desde entonces se han alejado más. [52]
A modo de comparación, el diámetro de una galaxia típica es de 30.000 años luz (9.198 parsecs ), y la distancia típica entre dos galaxias vecinas es de 3 millones de años luz (919,8 kiloparsecs). [53] Como ejemplo, la Vía Láctea tiene aproximadamente entre 100.000 y 180.000 años luz de diámetro, [54] [55] y la galaxia hermana más cercana a la Vía Láctea, la galaxia de Andrómeda , se encuentra aproximadamente a 2,5 millones de años luz de distancia. . [56]
Debido a que los humanos no pueden observar el espacio más allá del borde del universo observable, se desconoce si el tamaño del universo en su totalidad es finito o infinito. [3] [57] [58] Las estimaciones sugieren que todo el universo, si es finito, debe ser más de 250 veces más grande que una esfera de Hubble . [59] Algunas estimaciones controvertidas [60] para el tamaño total del universo, si es finito, alcanzan hasta megaparsecs, como lo implica una resolución sugerida de la Propuesta Sin Límites. [61] [b]
Suponiendo que el modelo Lambda-CDM sea correcto, las mediciones de los parámetros utilizando una variedad de técnicas mediante numerosos experimentos arrojan un mejor valor de la edad del universo en 13,799 ± 0,021 mil millones de años, a partir de 2015. [2]
Con el tiempo, el universo y sus contenidos han evolucionado. Por ejemplo, la población relativa de quásares y galaxias ha cambiado [62] y el universo se ha expandido . Esta expansión se infiere de la observación de que la luz de galaxias distantes se ha desplazado al rojo , lo que implica que las galaxias se están alejando de nosotros. Los análisis de supernovas de tipo Ia indican que la expansión se está acelerando . [63] [64]
Cuanta más materia hay en el universo, más fuerte es la atracción gravitacional mutua de la materia. Si el universo fuera demasiado denso, volvería a colapsar en una singularidad gravitacional . Sin embargo, si el universo contuviera muy poca materia, entonces la autogravedad sería demasiado débil para que se formaran estructuras astronómicas, como galaxias o planetas. Desde el Big Bang, el universo se ha expandido de forma monótona . Quizás no sea sorprendente que nuestro universo tenga la densidad de masa y energía justa , equivalente a unos cinco protones por metro cúbico, lo que le ha permitido expandirse durante los últimos 13.800 millones de años, dándole tiempo para formar el universo tal como se observa hoy. [65] [66]
Hay fuerzas dinámicas que actúan sobre las partículas del universo y que afectan la tasa de expansión. Antes de 1998, se esperaba que la tasa de expansión disminuyera a medida que pasaba el tiempo debido a la influencia de las interacciones gravitacionales en el universo; y por lo tanto hay una cantidad observable adicional en el universo llamada parámetro de desaceleración , que la mayoría de los cosmólogos esperaban que fuera positiva y estuviera relacionada con la densidad de materia del universo. En 1998, dos grupos diferentes midieron que el parámetro de desaceleración era negativo, aproximadamente −0,55, lo que técnicamente implica que la segunda derivada del factor de escala cósmica ha sido positiva en los últimos 5 a 6 mil millones de años. [67] [68]
La física moderna considera que los acontecimientos están organizados en el espacio-tiempo . [69] Esta idea se originó con la teoría especial de la relatividad , que predice que si un observador ve dos eventos sucediendo en diferentes lugares al mismo tiempo, un segundo observador que se mueve con respecto al primero verá esos eventos sucediendo en diferentes momentos. [70] : 45–52 Los dos observadores no estarán de acuerdo sobre el tiempo entre los eventos y no estarán de acuerdo sobre la distancia que separa los eventos, pero estarán de acuerdo sobre la velocidad de la luz y medirán el mismo valor para la combinación. . [70] : 80 La raíz cuadrada del valor absoluto de esta cantidad se llama intervalo entre los dos eventos. El intervalo expresa cuán separados están los eventos, no sólo en el espacio o en el tiempo, sino en el contexto combinado del espacio-tiempo. [70] : 84, 136 [71]
La teoría especial de la relatividad no puede explicar la gravedad . Su sucesora, la teoría general de la relatividad , explica la gravedad reconociendo que el espacio-tiempo no es fijo sino dinámico. En la relatividad general, la fuerza gravitacional se reinventa como curvatura del espacio-tiempo . Una trayectoria curva como una órbita no es el resultado de una fuerza que desvía un cuerpo de una trayectoria recta ideal, sino más bien el intento del cuerpo de caer libremente a través de un fondo que a su vez está curvado por la presencia de otras masas. Una observación de John Archibald Wheeler que se ha vuelto proverbial entre los físicos resume la teoría: "El espacio-tiempo le dice a la materia cómo moverse; la materia le dice al espacio-tiempo cómo curvarse", [72] [73] y por lo tanto no tiene sentido considerar uno sin el otro. . [15] La teoría newtoniana de la gravedad es una buena aproximación a las predicciones de la relatividad general cuando los efectos gravitacionales son débiles y los objetos se mueven lentamente en comparación con la velocidad de la luz. [74] : 327 [75]
La relación entre la distribución de la materia y la curvatura del espacio-tiempo viene dada por las ecuaciones de campo de Einstein , que requieren cálculo tensorial para expresarse. [76] : 43 [77] Las soluciones a estas ecuaciones incluyen no sólo el espaciotiempo de la relatividad especial, el espaciotiempo de Minkowski , sino también los espaciotiempos de Schwarzschild , que describen los agujeros negros ; FLRW espacio-tiempo , que describe un universo en expansión; y más.
El universo parece ser un continuo espacio-tiempo uniforme que consta de tres dimensiones espaciales y una dimensión temporal ( tiempo ). Por lo tanto, un evento en el espacio-tiempo del universo físico puede identificarse mediante un conjunto de cuatro coordenadas: ( x , y , z , t ) . En promedio, se observa que el espacio es casi plano (con una curvatura cercana a cero), lo que significa que la geometría euclidiana es empíricamente cierta con gran precisión en la mayor parte del universo. [78] El espacio-tiempo también parece tener una topología simplemente conectada , en analogía con una esfera, al menos en la escala de longitud del universo observable. Sin embargo, las observaciones actuales no pueden excluir la posibilidad de que el universo tenga más dimensiones (lo que postulan teorías como la teoría de cuerdas ) y que su espacio-tiempo pueda tener una topología global multiconexa, en analogía con las topologías cilíndricas o toroidales de las bidimensionales. espacios . [79] [80]
La relatividad general describe cómo el espacio-tiempo se curva y desvía por la masa y la energía (gravedad). La topología o geometría del universo incluye tanto la geometría local en el universo observable como la geometría global . Los cosmólogos a menudo trabajan con una porción determinada del espacio- tiempo llamada coordenadas comoving . La sección del espacio-tiempo que se puede observar es el cono de luz hacia atrás , que delimita el horizonte cosmológico . El horizonte cosmológico, también llamado horizonte de partículas u horizonte de luz, es la distancia máxima desde la que las partículas pueden haber viajado hasta el observador en la era del universo . Este horizonte representa el límite entre las regiones observables y no observables del universo. [81] [82] La existencia, las propiedades y el significado de un horizonte cosmológico dependen del modelo cosmológico particular .
Un parámetro importante que determina la evolución futura de la teoría del universo es el parámetro de densidad , Omega (Ω), definido como la densidad media de materia del universo dividida por un valor crítico de esa densidad. Esto selecciona una de las tres geometrías posibles dependiendo de si Ω es igual, menor o mayor que 1. Estos se denominan, respectivamente, universos plano, abierto y cerrado. [83]
Las observaciones, incluido el Explorador de fondo cósmico (COBE), la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP) y los mapas de Planck del CMB, sugieren que el universo tiene una extensión infinita y una edad finita, como lo describe Friedmann -Lemaître-Robertson-Walker. (FLRW) modelos. [84] [79] [85] [86] Estos modelos FLRW apoyan así los modelos inflacionarios y el modelo estándar de cosmología, que describe un universo plano y homogéneo actualmente dominado por la materia y la energía oscuras . [87] [88]
La hipótesis del universo sintonizado es la proposición de que las condiciones que permiten la existencia de vida observable en el universo sólo pueden ocurrir cuando ciertas constantes físicas fundamentales universales se encuentran dentro de un rango muy estrecho de valores. Según esta hipótesis, si alguna de las constantes fundamentales fuera sólo ligeramente diferente, sería poco probable que el universo fuera propicio para el establecimiento y desarrollo de la materia , las estructuras astronómicas, la diversidad elemental o la vida tal como se entiende. Si esto es cierto y si esa pregunta es siquiera lógicamente significativa son temas de mucho debate. [89] La proposición es discutida entre filósofos , científicos , teólogos y defensores del creacionismo . [90]
El universo está compuesto casi en su totalidad por energía oscura, materia oscura y materia ordinaria . Otros contenidos son la radiación electromagnética (que se estima constituye entre el 0,005% y cerca del 0,01% de la masa-energía total del universo) y la antimateria . [91] [92] [93]
Las proporciones de todos los tipos de materia y energía han cambiado a lo largo de la historia del universo. [94] La cantidad total de radiación electromagnética generada dentro del universo ha disminuido a la mitad en los últimos 2 mil millones de años. [95] [96] Hoy en día, la materia ordinaria, que incluye átomos, estrellas, galaxias y vida , representa sólo el 4,9% del contenido del universo. [8] La densidad global actual de este tipo de materia es muy baja, aproximadamente 4,5 × 10 −31 gramos por centímetro cúbico, lo que corresponde a una densidad del orden de sólo un protón por cada cuatro metros cúbicos de volumen. [6] Se desconoce la naturaleza tanto de la energía oscura como de la materia oscura. La materia oscura, una forma misteriosa de materia que aún no ha sido identificada, representa el 26,8% del contenido cósmico. La energía oscura, que es la energía del espacio vacío y que acelera la expansión del universo, representa el 68,3% restante del contenido. [8] [97] [98]
La materia, la materia oscura y la energía oscura se distribuyen homogéneamente por todo el universo en escalas de longitud superiores a 300 millones de años luz (ly) aproximadamente. [99] Sin embargo, en escalas de longitud más cortas, la materia tiende a agruparse jerárquicamente; muchos átomos se condensan en estrellas , la mayoría de las estrellas en galaxias, la mayoría de las galaxias en cúmulos, supercúmulos y, finalmente, filamentos galácticos de gran escala . Se estima que el universo observable contiene hasta 2 billones de galaxias [100] [101] [102] y, en general, hasta 10 24 estrellas [103] [104] – más estrellas (y planetas similares a la Tierra) que todos los granos de arena de las playas del planeta Tierra ; [105] [106] [107] pero menos que el número total de átomos estimado en el universo como 10 82 ; [108] y el número total estimado de estrellas en un universo inflacionario (observadas y no observadas), como 10 100 . [109] Las galaxias típicas van desde enanas con apenas diez millones [110] (10 7 ) de estrellas hasta gigantes con un billón [111] (10 12 ) de estrellas. Entre las estructuras más grandes hay huecos , que suelen tener entre 10 y 150 Mpc (33 y 490 millones de ly) de diámetro. La Vía Láctea se encuentra en el Grupo Local de galaxias, que a su vez se encuentra en el Supercúmulo de Laniakea . [112] Este supercúmulo abarca más de 500 millones de años luz, mientras que el Grupo Local abarca más de 10 millones de años luz. [113] El universo también tiene vastas regiones de relativo vacío; el vacío más grande conocido mide 1.800 millones de ly (550 Mpc) de ancho. [114]
El universo observable es isotrópico en escalas significativamente mayores que los supercúmulos, lo que significa que las propiedades estadísticas del universo son las mismas en todas las direcciones observadas desde la Tierra. El universo está bañado por una radiación de microondas altamente isotrópica que corresponde a un espectro de cuerpo negro en equilibrio térmico de aproximadamente 2,72548 kelvin . [7] La hipótesis de que el universo a gran escala es homogéneo e isotrópico se conoce como principio cosmológico . [116] Un universo que es a la vez homogéneo e isotrópico parece igual desde todos los puntos de vista [117] y no tiene centro. [118]
Sigue siendo difícil encontrar una explicación de por qué se está acelerando la expansión del universo. A menudo se atribuye a la "energía oscura", una forma desconocida de energía que, según la hipótesis, impregna el espacio. [119] Sobre la base de la equivalencia masa-energía , la densidad de la energía oscura (~ 7 × 10 −30 g/cm 3 ) es mucho menor que la densidad de la materia ordinaria o la materia oscura dentro de las galaxias. Sin embargo, en la actual era de la energía oscura, domina la masa-energía del universo porque es uniforme en todo el espacio. [120] [121]
Dos formas propuestas para la energía oscura son la constante cosmológica , una densidad de energía constante que llena el espacio de manera homogénea, [122] y campos escalares como la quintaesencia o los módulos , cantidades dinámicas cuya densidad de energía puede variar en el tiempo y el espacio. Las contribuciones de campos escalares que son constantes en el espacio también suelen incluirse en la constante cosmológica. La constante cosmológica se puede formular como equivalente a la energía del vacío . Los campos escalares que tienen sólo una ligera falta de homogeneidad espacial serían difíciles de distinguir de una constante cosmológica.
La materia oscura es un tipo hipotético de materia invisible para todo el espectro electromagnético , pero que representa la mayor parte de la materia del universo. La existencia y las propiedades de la materia oscura se infieren de sus efectos gravitacionales sobre la materia visible, la radiación y la estructura a gran escala del universo. Aparte de los neutrinos , una forma de materia oscura caliente , la materia oscura no se ha detectado directamente, lo que la convierte en uno de los mayores misterios de la astrofísica moderna . La materia oscura no emite ni absorbe luz ni ninguna otra radiación electromagnética en ningún nivel significativo. Se estima que la materia oscura constituye el 26,8% de la masa-energía total y el 84,5% de la materia total del universo. [97] [123]
El 4,9% restante de la masa-energía del universo es materia ordinaria, es decir, átomos , iones , electrones y los objetos que forman. Esta materia incluye las estrellas , que producen casi toda la luz que vemos en las galaxias, así como el gas interestelar en los medios interestelares e intergalácticos , los planetas y todos los objetos de la vida cotidiana con los que podemos chocar, tocar o apretar. [124] La gran mayoría de la materia ordinaria del universo no se ve, ya que las estrellas visibles y el gas dentro de las galaxias y cúmulos representan menos del 10 por ciento de la contribución de la materia ordinaria a la densidad de masa-energía del universo. [125] [126] [127]
La materia ordinaria existe comúnmente en cuatro estados (o fases ): sólido , líquido , gaseoso y plasma . [128] Sin embargo, los avances en las técnicas experimentales han revelado otras fases previamente teóricas, como los condensados de Bose-Einstein y los condensados fermiónicos . [129] [130]
La materia ordinaria está compuesta de dos tipos de partículas elementales : quarks y leptones . [131] Por ejemplo, el protón está formado por dos quarks arriba y un quark abajo ; el neutrón está formado por dos quarks abajo y un quark arriba; y el electrón es una especie de leptón. Un átomo consta de un núcleo atómico , formado por protones y neutrones (ambos bariones ), y electrones que orbitan alrededor del núcleo. [46] : 1476 Debido a que la mayor parte de la masa de un átomo se concentra en su núcleo, que está formado por bariones, los astrónomos suelen utilizar el término materia bariónica para describir la materia ordinaria, aunque una pequeña fracción de esta "materia bariónica" son electrones. .
Poco después del Big Bang , se formaron protones y neutrones primordiales a partir del plasma de quarks y gluones del universo primitivo cuando se enfrió por debajo de los dos billones de grados. Unos minutos más tarde, en un proceso conocido como nucleosíntesis del Big Bang , se formaron núcleos a partir de los protones y neutrones primordiales. Esta nucleosíntesis formó elementos más ligeros, aquellos con números atómicos pequeños hasta litio y berilio , pero la abundancia de elementos más pesados disminuyó drásticamente a medida que aumentaba el número atómico. Es posible que se haya formado algo de boro en este momento, pero el siguiente elemento más pesado, el carbono , no se formó en cantidades significativas. La nucleosíntesis del Big Bang se detuvo después de unos 20 minutos debido a la rápida caída de la temperatura y la densidad del universo en expansión. La formación posterior de elementos más pesados resultó de la nucleosíntesis estelar y la nucleosíntesis de supernovas . [132]
La materia ordinaria y las fuerzas que actúan sobre la materia se pueden describir en términos de partículas elementales . [133] Estas partículas a veces se describen como fundamentales, ya que tienen una subestructura desconocida y se desconoce si están compuestas o no de partículas más pequeñas e incluso más fundamentales. [134] [135] En la mayoría de los modelos contemporáneos se los considera como puntos en el espacio. [136] Actualmente, todas las partículas elementales se explican mejor mediante la mecánica cuántica y exhiben dualidad onda-partícula : su comportamiento tiene aspectos tanto de partícula como de onda , con diferentes características dominando en diferentes circunstancias. [137]
De importancia central es el Modelo Estándar , una teoría que se ocupa de las interacciones electromagnéticas y de las interacciones nucleares fuertes y débiles . [138] El Modelo Estándar se sustenta en la confirmación experimental de la existencia de las partículas que componen la materia: los quarks y los leptones , y sus correspondientes duales " antimateria ", así como las partículas de fuerza que median las interacciones : el fotón , la W y la Z. bosones y el gluón . [134] El modelo estándar predijo la existencia del bosón de Higgs recientemente descubierto , una partícula que es una manifestación de un campo dentro del universo que puede dotar de masa a las partículas. [139] [140] Debido a su éxito a la hora de explicar una amplia variedad de resultados experimentales, el modelo estándar a veces se considera una "teoría de casi todo". [138] Sin embargo, el modelo estándar no se adapta a la gravedad. No se ha logrado una verdadera "teoría del todo" fuerza-partícula. [141]
Un hadrón es una partícula compuesta hecha de quarks unidos por la fuerza fuerte . Los hadrones se clasifican en dos familias: bariones (como protones y neutrones ) formados por tres quarks, y mesones (como piones ) formados por un quark y un antiquark . De los hadrones, los protones son estables y los neutrones unidos dentro de los núcleos atómicos son estables. Otros hadrones son inestables en condiciones ordinarias y, por tanto, son constituyentes insignificantes del universo moderno. [142] : 118-123
Aproximadamente 10 −6 segundos después del Big Bang , durante un período conocido como la época de los hadrones , la temperatura del universo había caído lo suficiente como para permitir que los quarks se unieran formando hadrones, y la masa del universo estaba dominada por los hadrones . Inicialmente, la temperatura era lo suficientemente alta como para permitir la formación de pares hadrones-antihadrones, que mantenían la materia y la antimateria en equilibrio térmico . Sin embargo, a medida que la temperatura del universo siguió cayendo, ya no se produjeron pares hadrones-antihadrones. La mayoría de los hadrones y antihadrones fueron luego eliminados en reacciones de aniquilación partícula-antipartícula , dejando un pequeño residuo de hadrones cuando el universo tenía aproximadamente un segundo de edad. [142] : 244–266
Un leptón es una partícula elemental de espín semientero que no sufre interacciones fuertes pero que está sujeta al principio de exclusión de Pauli ; No es posible que dos leptones de la misma especie se encuentren exactamente en el mismo estado al mismo tiempo. [143] Existen dos clases principales de leptones: leptones cargados (también conocidos como leptones similares a electrones ) y leptones neutros (mejor conocidos como neutrinos ). Los electrones son estables y el leptón cargado más común en el universo, mientras que los muones y taus son partículas inestables que se desintegran rápidamente después de producirse en colisiones de alta energía , como las que involucran rayos cósmicos o las que se llevan a cabo en aceleradores de partículas . [144] [145] Los leptones cargados pueden combinarse con otras partículas para formar varias partículas compuestas, como átomos y positronio . El electrón gobierna casi toda la química , ya que se encuentra en los átomos y está directamente relacionado con todas las propiedades químicas . Los neutrinos rara vez interactúan con algo y, en consecuencia, rara vez se observan. Los neutrinos circulan por todo el universo pero rara vez interactúan con la materia normal. [146]
La época de los leptones fue el período de la evolución del universo primitivo en el que los leptones dominaron la masa del universo. Comenzó aproximadamente 1 segundo después del Big Bang , después de que la mayoría de los hadrones y antihadrones se aniquilaran entre sí al final de la época hadrónica . Durante la época de los leptones, la temperatura del universo todavía era lo suficientemente alta como para crear pares leptones-antileptones, por lo que los leptones y antileptones estaban en equilibrio térmico. Aproximadamente 10 segundos después del Big Bang, la temperatura del universo había caído hasta el punto en que ya no se creaban pares leptón-antileptón. [147] La mayoría de los leptones y antileptones se eliminaron luego en reacciones de aniquilación , dejando un pequeño residuo de leptones. La masa del universo quedó entonces dominada por los fotones cuando entró en la siguiente época fotónica . [148] [149]
Un fotón es el cuanto de luz y todas las demás formas de radiación electromagnética . Es el portador de la fuerza electromagnética . Los efectos de esta fuerza son fácilmente observables a nivel microscópico y macroscópico porque el fotón tiene masa en reposo cero ; esto permite interacciones a larga distancia . [46] : 1470
La época de los fotones comenzó después de que la mayoría de los leptones y antileptones fueran aniquilados al final de la época de los leptones, unos 10 segundos después del Big Bang. Los núcleos atómicos se crearon en el proceso de nucleosíntesis que ocurrió durante los primeros minutos de la época fotónica. Durante el resto de la época fotónica, el universo contuvo un plasma denso y caliente de núcleos, electrones y fotones. Unos 380.000 años después del Big Bang, la temperatura del universo cayó hasta el punto en que los núcleos podían combinarse con los electrones para crear átomos neutros. Como resultado, los fotones ya no interactuaban frecuentemente con la materia y el universo se volvió transparente. Los fotones altamente desplazados al rojo de este período forman el fondo cósmico de microondas. Pequeñas variaciones de temperatura y densidad detectables en el CMB fueron las primeras "semillas" a partir de las cuales tuvo lugar toda la formación de estructuras posteriores. [142] : 244–266
La relatividad general es la teoría geométrica de la gravitación publicada por Albert Einstein en 1915 y la descripción actual de la gravitación en la física moderna . Es la base de los modelos cosmológicos actuales del universo. La relatividad general generaliza la relatividad especial y la ley de gravitación universal de Newton , proporcionando una descripción unificada de la gravedad como una propiedad geométrica del espacio y el tiempo , o espaciotiempo. En particular, la curvatura del espacio-tiempo está directamente relacionada con la energía y el impulso de cualquier materia y radiación presentes. [150]
La relación está especificada por las ecuaciones de campo de Einstein , un sistema de ecuaciones diferenciales parciales . En la relatividad general, la distribución de materia y energía determina la geometría del espacio-tiempo, que a su vez describe la aceleración de la materia. Por tanto, las soluciones de las ecuaciones de campo de Einstein describen la evolución del universo. Combinadas con mediciones de la cantidad, tipo y distribución de materia en el universo, las ecuaciones de la relatividad general describen la evolución del universo a lo largo del tiempo. [150]
Con el supuesto del principio cosmológico de que el universo es homogéneo e isotrópico en todas partes, una solución específica de las ecuaciones de campo que describe el universo es el tensor métrico llamado métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker .
donde ( r , θ, φ) corresponden a un sistema de coordenadas esférico . Esta métrica tiene sólo dos parámetros indeterminados. Un factor de escala de longitud general adimensional R describe la escala de tamaño del universo como una función del tiempo (un aumento en R es la expansión del universo ), [151] y un índice de curvatura k describe la geometría. El índice k se define de manera que pueda tomar sólo uno de tres valores: 0, correspondiente a la geometría euclidiana plana ; 1, correspondiente a un espacio de curvatura positiva ; o −1, correspondiente a un espacio de curvatura positiva o negativa. [152] El valor de R en función del tiempo t depende de k y de la constante cosmológica Λ . [150] La constante cosmológica representa la densidad de energía del vacío del espacio y podría estar relacionada con la energía oscura. [98] La ecuación que describe cómo varía R con el tiempo se conoce como ecuación de Friedmann en honor a su inventor, Alexander Friedmann . [153]
Las soluciones para R(t) dependen de k y Λ , pero algunas características cualitativas de tales soluciones son generales. En primer lugar y lo más importante, la escala de longitud R del universo puede permanecer constante sólo si el universo es perfectamente isotrópico con curvatura positiva ( k = 1) y tiene un valor preciso de densidad en todas partes, como lo señaló por primera vez Albert Einstein . [150] Sin embargo, este equilibrio es inestable: si la densidad fuera ligeramente diferente del valor necesario, en cualquier lugar, la diferencia se amplificaría con el tiempo.
En segundo lugar, todas las soluciones sugieren que hubo una singularidad gravitacional en el pasado, cuando R llegó a cero y la materia y la energía eran infinitamente densas. Puede parecer que esta conclusión es incierta porque se basa en supuestos cuestionables de perfecta homogeneidad e isotropía (el principio cosmológico) y que sólo la interacción gravitacional es significativa. Sin embargo, los teoremas de singularidad de Penrose-Hawking muestran que debería existir una singularidad para condiciones muy generales. Por lo tanto, según las ecuaciones de campo de Einstein, R creció rápidamente a partir de un estado denso e inimaginablemente caliente que existió inmediatamente después de esta singularidad (cuando R tenía un valor pequeño y finito); ésta es la esencia del modelo del universo del Big Bang . Comprender la singularidad del Big Bang probablemente requiera una teoría cuántica de la gravedad , que aún no ha sido formulada. [154]
En tercer lugar, el índice de curvatura k determina el signo de la curvatura de superficies espaciales de tiempo constante [152] promediadas en escalas de longitud suficientemente grandes (más de aproximadamente mil millones de años luz ). Si k =1, la curvatura es positiva y el universo tiene un volumen finito. [155] Un universo con curvatura positiva a menudo se visualiza como una esfera tridimensional incrustada en un espacio de cuatro dimensiones. Por el contrario, si k es cero o negativo, el universo tiene un volumen infinito. [155] Puede parecer contrario a la intuición que se pueda crear un universo infinito pero infinitamente denso en un solo instante cuando R = 0, pero exactamente eso se predice matemáticamente cuando k no es positivo y se satisface el principio cosmológico . Por analogía, un plano infinito tiene curvatura cero pero área infinita, mientras que un cilindro infinito es finito en una dirección y un toro es finito en ambas. Un universo toroidal podría comportarse como un universo normal con condiciones de contorno periódicas .
El destino final del universo aún se desconoce porque depende críticamente del índice de curvatura k y de la constante cosmológica Λ . Si el universo fuera lo suficientemente denso, k sería igual a +1, lo que significa que su curvatura promedio es positiva y el universo eventualmente volverá a colapsar en un Big Crunch , [156] posiblemente comenzando un nuevo universo en un Big Bounce . Por el contrario, si el universo no fuera lo suficientemente denso, k sería igual a 0 o −1 y el universo se expandiría para siempre, enfriándose y eventualmente alcanzando la Gran Helada y la muerte por calor del universo . [150] Los datos modernos sugieren que la expansión del universo se está acelerando ; Si esta aceleración es lo suficientemente rápida, el universo podría llegar a alcanzar un Gran Desgarro . Observacionalmente, el universo parece ser plano ( k = 0), con una densidad general muy cercana al valor crítico entre el colapso y la expansión eterna. [157]
Algunas teorías especulativas han propuesto que nuestro universo es sólo uno de un conjunto de universos desconectados, denominados colectivamente multiverso , desafiando o mejorando definiciones más limitadas del universo. [19] [158] Los modelos científicos de multiverso son distintos de conceptos como planos alternativos de conciencia y realidad simulada .
Max Tegmark desarrolló un esquema de clasificación de cuatro partes para los diferentes tipos de multiversos que los científicos han sugerido en respuesta a diversos problemas de física . Un ejemplo de tales multiversos es el resultante del caótico modelo de inflación del universo primitivo. [159] Otro es el multiverso resultante de la interpretación de muchos mundos de la mecánica cuántica. En esta interpretación, los mundos paralelos se generan de manera similar a la superposición y decoherencia cuántica , realizándose todos los estados de las funciones de onda en mundos separados. Efectivamente, en la interpretación de muchos mundos, el multiverso evoluciona como una función de onda universal . Si el Big Bang que creó nuestro multiverso creara un conjunto de multiversos, la función de onda del conjunto estaría entrelazada en este sentido. [160] Si se pueden extraer probabilidades científicamente significativas de esta imagen ha sido y sigue siendo un tema de mucho debate, y existen múltiples versiones de la interpretación de muchos mundos. [161] [162] [163] (El tema de la interpretación de la mecánica cuántica está en general marcado por desacuerdos.) [164] [165] [166]
La categoría de multiverso menos controvertida, pero aún muy discutida, en el esquema de Tegmark es el Nivel I. Los multiversos de este nivel están compuestos por eventos espacio-temporales distantes "en nuestro propio universo". Tegmark y otros [167] han argumentado que, si el espacio es infinito, o suficientemente grande y uniforme, de vez en cuando se producen casos idénticos de la historia de todo el volumen del Hubble de la Tierra, simplemente por casualidad. Tegmark calculó que nuestro doppelgänger más cercano está a 10 10 115 metros de nosotros (una función exponencial doble mayor que un googolplex ). [168] [169] Sin embargo, los argumentos utilizados son de naturaleza especulativa. [170] Además, sería imposible verificar científicamente la existencia de un volumen de Hubble idéntico.
Es posible concebir espacios-tiempos desconectados, cada uno de los cuales existe pero no puede interactuar entre sí. [168] [171] Una metáfora fácilmente visualizable de este concepto es un grupo de pompas de jabón separadas , en el que los observadores que viven en una pompa de jabón no pueden interactuar con los de otras pompas de jabón, ni siquiera en principio. [172] Según una terminología común, cada "burbuja de jabón" del espacio-tiempo se denota como un universo , mientras que el espacio-tiempo particular de los humanos se denota como el universo , [19] tal como los humanos llaman Luna a la luna de la Tierra . La colección completa de estos espacios-tiempos separados se denomina multiverso. [19]
Con esta terminología, los diferentes universos no están causalmente conectados entre sí. [19] En principio, los otros universos desconectados pueden tener diferentes dimensionalidades y topologías del espacio-tiempo, diferentes formas de materia y energía , y diferentes leyes físicas y constantes físicas , aunque tales posibilidades son puramente especulativas. [19] Otros consideran que cada una de las varias burbujas creadas como parte de una inflación caótica son universos separados , aunque en este modelo todos estos universos comparten un origen causal. [19]
Históricamente ha habido muchas ideas sobre el cosmos (cosmologías) y su origen (cosmogonías). Las teorías de un universo impersonal regido por leyes físicas fueron propuestas por primera vez por los griegos y los indios. [13] La antigua filosofía china abarcaba la noción del universo que incluía tanto todo el espacio como todo el tiempo. [173] A lo largo de los siglos, las mejoras en las observaciones astronómicas y las teorías del movimiento y la gravitación llevaron a descripciones cada vez más precisas del universo. La era moderna de la cosmología comenzó con la teoría general de la relatividad de Albert Einstein de 1915 , que permitió predecir cuantitativamente el origen, la evolución y la conclusión del universo en su conjunto. La mayoría de las teorías cosmológicas modernas y aceptadas se basan en la relatividad general y, más específicamente, en el Big Bang predicho . [174]
Muchas culturas tienen historias que describen el origen del mundo y el universo . Las culturas generalmente consideran que estas historias tienen algo de verdad . Sin embargo, existen muchas creencias diferentes sobre cómo se aplican estas historias entre quienes creen en un origen sobrenatural, que van desde un dios que crea directamente el universo tal como es ahora hasta un dios que simplemente pone las "ruedas en movimiento" (por ejemplo, mediante mecanismos como el big bang y evolución). [175]
Los etnólogos y antropólogos que estudian los mitos han desarrollado varios esquemas de clasificación para los diversos temas que aparecen en las historias de la creación. [176] [177] Por ejemplo, en un tipo de historia, el mundo nace de un huevo del mundo ; tales historias incluyen el poema épico finlandés Kalevala , la historia china de Pangu o el Brahmanda Purana indio . En historias relacionadas, el universo es creado por una sola entidad que emana o produce algo por sí misma, como en el concepto del budismo tibetano de Adi-Buda , la antigua historia griega de Gaia (Madre Tierra), el mito de la diosa azteca Coatlicue , la historia del antiguo dios egipcio Atum y la narrativa judeocristiana de la creación del Génesis en la que el Dios abrahámico creó el universo. En otro tipo de historia, el universo se crea a partir de la unión de deidades masculinas y femeninas, como en la historia maorí de Rangi y Papa . En otras historias, el universo se crea elaborándolo a partir de materiales preexistentes, como el cadáver de un dios muerto (como en Tiamat en la epopeya babilónica Enuma Elish o del gigante Ymir en la mitología nórdica ), o a partir de materiales caóticos, como en Izanagi e Izanami en la mitología japonesa . En otros relatos, el universo emana de principios fundamentales, como Brahman y Prakrti , el mito de la creación de los Serers , [178] o el yin y el yang del Tao .
Los filósofos griegos presocráticos y los filósofos indios desarrollaron algunos de los primeros conceptos filosóficos del universo. [13] [179] Los primeros filósofos griegos notaron que las apariencias pueden ser engañosas y trataron de comprender la realidad subyacente detrás de las apariencias. En particular, observaron la capacidad de la materia para cambiar de forma (por ejemplo, de hielo a agua y a vapor) y varios filósofos propusieron que todos los materiales físicos del mundo son formas diferentes de un único material primordial, o arche . El primero en hacerlo fue Tales , quien propuso que este material fuera agua . El alumno de Tales, Anaximandro , propuso que todo procedía del apeiron ilimitado . Anaxímenes propuso que el material primordial fuera el aire debido a sus cualidades atractivas y repulsivas percibidas que hacen que el arco se condense o se disocia en diferentes formas. Anaxágoras propuso el principio del Nous (Mente), mientras que Heráclito propuso el fuego (y habló del logos ). Empédocles propuso que los elementos fueran tierra, agua, aire y fuego. Su modelo de cuatro elementos se hizo muy popular. Al igual que Pitágoras , Platón creía que todas las cosas estaban compuestas de números , y que los elementos de Empédocles tomaban la forma de sólidos platónicos . Demócrito y filósofos posteriores, sobre todo Leucipo , propusieron que el universo está compuesto de átomos indivisibles que se mueven a través de un vacío ( vacío ), aunque Aristóteles no creía que eso fuera factible porque el aire, como el agua, ofrece resistencia al movimiento . El aire entrará inmediatamente para llenar un vacío y, además, sin resistencia, lo hará indefinidamente rápido. [13]
Aunque Heráclito defendía el cambio eterno, [180] su contemporáneo Parménides hacía hincapié en la inmutabilidad. Se ha leído que el poema de Parménides Sobre la naturaleza dice que todo cambio es una ilusión, que la verdadera realidad subyacente es eternamente inmutable y de una sola naturaleza, o al menos que la característica esencial de cada cosa que existe debe existir eternamente, sin origen. cambiar o terminar. [181] Su alumno Zenón de Elea desafió las ideas cotidianas sobre el movimiento con varias paradojas famosas . Aristóteles respondió a estas paradojas desarrollando la noción de un infinito contable potencial, así como el continuo infinitamente divisible. [182] [183] A diferencia de los ciclos de tiempo eternos e inmutables, creía que el mundo está limitado por las esferas celestes y que la magnitud estelar acumulativa es sólo finitamente multiplicativa.
El filósofo indio Kanada , fundador de la escuela Vaisheshika , desarrolló una noción de atomismo y propuso que la luz y el calor eran variedades de una misma sustancia. [184] En el siglo V d.C., el filósofo atomista budista Dignāga propuso que los átomos tuvieran un tamaño puntiforme, no tuvieran duración y estuvieran hechos de energía. Negaron la existencia de materia sustancial y propusieron que el movimiento consistía en destellos momentáneos de una corriente de energía. [185]
La noción de finitismo temporal se inspiró en la doctrina de la creación compartida por las tres religiones abrahámicas : el judaísmo , el cristianismo y el islam . El filósofo cristiano Juan Filopono presentó los argumentos filosóficos contra la noción griega antigua de un pasado y un futuro infinitos. Los argumentos de Filopono contra un pasado infinito fueron utilizados por el primer filósofo musulmán , Al-Kindi (Alkindus); la filósofa judía Saadia Gaon ( Saadia ben Joseph); y el teólogo musulmán Al-Ghazali (Algazel) . [186]
El panteísmo es la creencia religiosa filosófica de que el universo mismo es idéntico a la divinidad y a un ser o entidad suprema . [187] El universo físico se entiende así como una deidad inmanente y que lo abarca todo . [188] El término 'panteísta' designa a alguien que sostiene que todo constituye una unidad y que esta unidad es divina y consiste en un dios o una diosa manifestado que lo abarca todo . [189] [190] Los conceptos panteístas se remontan a miles de años y se han identificado elementos panteístas en varias tradiciones religiosas.
Los primeros registros escritos de predecesores identificables de la astronomía moderna provienen del Antiguo Egipto y Mesopotamia , aproximadamente entre el 3000 y el 1200 a.C. [191] [192] Los astrónomos babilónicos del siglo VII a. C. veían el mundo como un disco plano rodeado por el océano, [193] [194] y esto forma la premisa de los primeros mapas griegos como los de Anaximandro y Hecateo de Mileto .
Los filósofos griegos posteriores , al observar los movimientos de los cuerpos celestes, se preocuparon por desarrollar modelos del universo basados más profundamente en evidencia empírica . El primer modelo coherente fue propuesto por Eudoxo de Cnidos , un alumno de Platón que siguió la idea de Platón de que los movimientos celestes tenían que ser circulares. Para tener en cuenta las conocidas complicaciones de los movimientos de los planetas, en particular el movimiento retrógrado , el modelo de Eudoxo incluía 27 esferas celestes diferentes : cuatro para cada uno de los planetas visibles a simple vista, tres para el Sol y la Luna, y una para cada uno de los planetas visibles a simple vista. por las estrellas. Todas estas esferas estaban centradas en la Tierra, que permanecía inmóvil mientras giraban eternamente. Aristóteles desarrolló este modelo, aumentando el número de esferas a 55 para dar cuenta de más detalles del movimiento planetario. Para Aristóteles, la materia normal estaba enteramente contenida dentro de la esfera terrestre y obedecía reglas fundamentalmente diferentes a las del material celestial . [195] [196]
El tratado De Mundo posterior a Aristóteles (de autoría y fecha inciertas) decía: "Cinco elementos, situados en esferas en cinco regiones, estando el menor en cada caso rodeado por el mayor, es decir, la tierra rodeada de agua, el agua por aire, el aire por el fuego y el fuego por el éter, constituyen el universo entero". [197]
Este modelo también fue refinado por Calipo y después de que se abandonaron las esferas concéntricas, llegó a un acuerdo casi perfecto con las observaciones astronómicas de Ptolomeo . [198] El éxito de tal modelo se debe en gran medida al hecho matemático de que cualquier función (como la posición de un planeta) se puede descomponer en un conjunto de funciones circulares (los modos de Fourier ). Otros científicos griegos, como el filósofo pitagórico Filolao , postularon (según el relato de Stobaeus ) que en el centro del universo había un "fuego central" alrededor del cual la Tierra , el Sol , la Luna y los planetas giraban en un movimiento circular uniforme. [199]
El astrónomo griego Aristarco de Samos fue el primer individuo conocido en proponer un modelo heliocéntrico del universo. Aunque el texto original se ha perdido, una referencia en el libro de Arquímedes The Sand Reckoner describe el modelo heliocéntrico de Aristarco. Arquímedes escribió:
Tú, rey Gelón, sabes que universo es el nombre que dan la mayoría de los astrónomos a la esfera cuyo centro es el centro de la Tierra, mientras que su radio es igual a la línea recta entre el centro del Sol y el centro de la Tierra. Tierra. Este es el relato común que habéis oído de los astrónomos. Pero Aristarco ha publicado un libro que contiene ciertas hipótesis, en las que parece, como consecuencia de las suposiciones hechas, que el universo es muchas veces mayor que el universo que acabamos de mencionar. Sus hipótesis son que las estrellas fijas y el Sol permanecen inmóviles, que la Tierra gira alrededor del Sol en la circunferencia de un círculo, el Sol se encuentra en el centro de la órbita y que la esfera de las estrellas fijas, situada aproximadamente en el mismo centro como el Sol, es tan grande que el círculo en el que supone que gira la Tierra guarda con la distancia de las estrellas fijas tal proporción como la que guarda el centro de la esfera con su superficie. [200]
Por lo tanto, Aristarco creía que las estrellas estaban muy lejos y vio esto como la razón por la cual no se había observado el paralaje estelar , es decir, no se había observado que las estrellas se movían entre sí mientras la Tierra se movía alrededor del Sol. De hecho, las estrellas están mucho más lejos de lo que se suponía en la antigüedad, por lo que el paralaje estelar sólo es detectable con instrumentos de precisión. Se asumió que el modelo geocéntrico, consistente con el paralaje planetario, era la explicación de la inobservabilidad del paralaje estelar. [201]
El único otro astrónomo de la antigüedad conocido por su nombre que apoyó el modelo heliocéntrico de Aristarco fue Seleuco de Seleucia , un astrónomo helenístico que vivió un siglo después de Aristarco. [202] [203] [204] Según Plutarco, Seleuco fue el primero en demostrar el sistema heliocéntrico mediante el razonamiento , pero no se sabe qué argumentos utilizó. Los argumentos de Seleuco a favor de una cosmología heliocéntrica probablemente estaban relacionados con el fenómeno de las mareas . [205] Según Estrabón (1.1.9), Seleuco fue el primero en afirmar que las mareas se deben a la atracción de la Luna, y que la altura de las mareas depende de la posición de la Luna en relación con el Sol. [206] Alternativamente, pudo haber demostrado el heliocentrismo determinando las constantes de un modelo geométrico y desarrollando métodos para calcular las posiciones planetarias utilizando este modelo, similar a Nicolás Copérnico en el siglo XVI. [207] Durante la Edad Media , los astrónomos persas Albumasar [208] y Al-Sijzi también propusieron modelos heliocéntricos . [209]
El modelo aristotélico fue aceptado en el mundo occidental durante aproximadamente dos milenios, hasta que Copérnico revivió la perspectiva de Aristarco de que los datos astronómicos podrían explicarse de manera más plausible si la Tierra girara sobre su eje y si el Sol estuviera ubicado en el centro del universo. [210]
En el centro descansa el sol. ¿Quién pondría esta lámpara de un templo muy hermoso en otro o mejor lugar que éste, desde donde puede iluminarlo todo a la vez?
— Nicolaus Copernicus, en el Capítulo 10, Libro 1 de De Revolutionibus Orbium Coelestrum (1543)
Como señaló Copérnico, la noción de que la Tierra gira es muy antigua y se remonta al menos a Filolao ( c. 450 a. C. ), Heráclides Póntico ( c. 350 a. C. ) y Ecphantus el Pitagórico . Aproximadamente un siglo antes de Copérnico, el erudito cristiano Nicolás de Cusa también propuso que la Tierra gira sobre su eje en su libro Sobre la ignorancia erudita (1440). [211] Al-Sijzi [212] también propuso que la Tierra gira sobre su eje. Tusi (1201-1274) y Ali Qushji (1403-1474) proporcionaron evidencia empírica de la rotación de la Tierra sobre su eje, utilizando el fenómeno de los cometas . [213]
Esta cosmología fue aceptada por Isaac Newton , Christiaan Huygens y científicos posteriores. [214] Newton demostró que las mismas leyes de movimiento y gravedad se aplican a la materia terrestre y celeste, haciendo obsoleta la división de Aristóteles entre las dos. Edmund Halley (1720) [215] y Jean-Philippe de Chéseaux (1744) [216] observaron de forma independiente que la suposición de un espacio infinito lleno uniformemente de estrellas llevaría a la predicción de que el cielo nocturno sería tan brillante como el propio Sol. ; esto se conoció como la paradoja de Olbers en el siglo XIX. [217] Newton creía que un espacio infinito lleno uniformemente de materia causaría fuerzas e inestabilidades infinitas que provocarían que la materia fuera aplastada hacia adentro bajo su propia gravedad. [214] Esta inestabilidad fue aclarada en 1902 por el criterio de inestabilidad de Jeans . [218] Una solución a estas paradojas es el universo Charlier , en el que la materia está dispuesta jerárquicamente (sistemas de cuerpos en órbita que a su vez orbitan en un sistema más grande, ad infinitum ) de forma fractal , de modo que el universo tiene una superficie global insignificante. densidad; Un modelo cosmológico de este tipo también había sido propuesto anteriormente en 1761 por Johann Heinrich Lambert . [53] [219]
Durante el siglo XVIII, Immanuel Kant especuló que las nebulosas podrían ser galaxias enteras separadas de la Vía Láctea, [215] y en 1850, Alexander von Humboldt llamó a estas galaxias separadas Weltinseln , o "islas del mundo", término que más tarde se convirtió en "islas". universos". [220] [221] En 1919, cuando se completó el Telescopio Hooker , la opinión predominante era que el universo estaba formado enteramente por la Vía Láctea. Utilizando el Telescopio Hooker, Edwin Hubble identificó variables Cefeidas en varias nebulosas espirales y en 1922-1923 demostró de manera concluyente que la Nebulosa de Andrómeda y el Triángulo , entre otras, eran galaxias enteras fuera de la nuestra, demostrando así que el universo se compone de una multitud de galaxias. [222]
La era moderna de la cosmología física comenzó en 1917, cuando Albert Einstein aplicó por primera vez su teoría general de la relatividad para modelar la estructura y la dinámica del universo. [223] Los descubrimientos de esta época y las preguntas que siguen sin respuesta se describen en las secciones anteriores.
Notas a pie de página
Citas
La totalidad de todo el espacio y el tiempo; todo lo que es, ha sido y será.
πᾶς
ὅλος
κόσμος
Los estudios de galaxias han encontrado ~10% de estos bariones en objetos colapsados como galaxias, grupos y cúmulos [...] Del 80%-90% restante de bariones cosmológicos, aproximadamente la mitad puede contabilizarse en la baja -z [medio intergaláctico]
[P] ¿Por qué los físicos de partículas se preocupan tanto por la partícula de Higgs?
[R] Bueno, en realidad no es así. Lo que realmente les importa es el
campo
de Higgs , porque es
muy
importante. [énfasis en el original]
Cada año aparecen nuevas interpretaciones. Ninguno desaparece jamás.
En el uso común, la palabra "mito" se refiere a narrativas o creencias que son falsas o simplemente fantasiosas; Las historias que componen las mitologías nacionales o étnicas describen personajes y acontecimientos que el sentido común y la experiencia nos dicen que son imposibles. Sin embargo, todas las culturas celebran tales mitos y les atribuyen diversos grados de verdad literal o simbólica .
"Dos sistemas de pensamiento hindú proponen teorías físicas sugestivamente similares a las de Grecia . Kanada, fundador de la filosofía Vaisheshika, sostuvo que el mundo está compuesto de átomos tan numerosos como los diversos elementos. Los jainistas se aproximaron más a Demócrito al enseñar que todos los átomos eran del mismo tipo, produciendo diferentes efectos mediante diversos modos de combinación. Kanada creía que la luz y el calor eran variedades de la misma sustancia; Udayana enseñaba que todo el calor proviene del Sol; y Vachaspati , como Newton , interpretaba la luz como compuesto de partículas diminutas emitidas por sustancias y que golpean el ojo".
"Los budistas negaban por completo la existencia de materia sustancial. El movimiento consiste para ellos en momentos, es un movimiento entrecortado, destellos momentáneos de una corriente de energía... "Todo es evanescente",... dice el budista, porque hay nada... Ambos sistemas [ Sānkhya , y más tarde el budismo indio] comparten en común una tendencia a llevar el análisis de la existencia hasta sus elementos más ínfimos y últimos, que se imaginan como cualidades absolutas, o cosas que poseen sólo una cualidad única. "cualidades" ( guna-dharma ) en ambos sistemas en el sentido de cualidades absolutas, una especie de energías atómicas o intraatómicas de las que se componen las cosas empíricas. Ambos sistemas, por tanto, coinciden en negar la realidad objetiva de las cosas. las categorías de Sustancia y Cualidad,... y de la relación de Inferencia que las une. No existe en la filosofía Sānkhya ninguna existencia separada de cualidades. Lo que llamamos calidad no es más que una manifestación particular de una entidad sutil. A cada nueva unidad de cualidad Corresponde un cuanto sutil de materia que se llama guna , "cualidad", pero representa una entidad sustantiva sutil. Lo mismo se aplica al budismo temprano donde todas las cualidades son sustantivas... o, más precisamente, entidades dinámicas, aunque también se les llama dharmas ('cualidades')."
el Seleuco
caldeo
de Seleucia
la astronomía heliocéntrica inventada por Aristarco de Samos y todavía defendida un siglo después por Seleuco el
Babilónico
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