Universo
Definición
 La imagen del campo ultraprofundo de Hubble muestra algunas de las galaxias más remotas visibles con la tecnología actual, cada una de ellas compuesta por miles de millones de estrellas. (Área de imagen aparente alrededor de 1/79 que la de luna llena) | |
| Edad (dentro del modelo Lambda-CDM) | 13.799 ± 0.021 mil millones años |
|---|---|
| Diámetro | Desconocido. Diámetro del universo observable: 8.8 × 10 m (28.5 Gpc o 93 Gly) |
| Masa (materia ordinaria) | Por lo menos 10 kg |
| Densidad media | 4.5 x 10 g / cm |
| Temperatura media | 2.72548 K |
| Contenidos principales | Materia ordinaria (bariónica) (4.9%) Materia oscura (26.8%) Energía oscura (68.3%) |
| Forma | Piso con solo un 0.4% de margen de error |
El Universo es todo el espacio y el tiempo y sus contenidos, incluidos los planetas, las estrellas, las galaxias y todas las demás formas de materia y energía. Si bien el tamaño espacial de todo el Universo aún se desconoce, es posible medir el universo observable.
Los primeros modelos científicos del Universo fueron desarrollados por antiguos filósofos griegos e indios y fueron geocéntricos, colocando a Earthat en el centro del Universo. A lo largo de los siglos, observaciones astronómicas más precisas llevaron a Nicolaus Copernicus a desarrollar el modelo heliocéntrico con el Sol en el centro del Sistema Solar. Al desarrollar la ley de la gravitación universal, Sir Isaac Newton se basó en el trabajo de Copérnico, así como en las observaciones de las leyes del movimiento planetario de Tycho Brahe y Johannes Kepler.
Otras mejoras observacionales llevaron a la comprensión de que nuestro Sol es uno de los cientos de miles de millones de estrellas en una galaxia que llamamos la Vía Láctea, que es uno de al menos cientos de miles de millones de galaxias en el Universo. Muchas de las estrellas en nuestra galaxia tienen planetas. En la escala más grande, las galaxias se distribuyen de manera uniforme e igual en todas las direcciones, lo que significa que el Universo no tiene ni un borde ni un centro. A escalas más pequeñas, las galaxias se distribuyen en grupos y superclusters que forman inmensas filamentos y huecos en el espacio, creando una gran estructura similar a la espuma. Los descubrimientos a principios del siglo XX han sugerido que el Universo tuvo un comienzo y que el espacio se ha expandido desde entonces, y actualmente se está expandiendo a un ritmo cada vez mayor.
La teoría del Big Bang es la descripción cosmológica prevaleciente del desarrollo del Universo. Según esta teoría, el espacio y el tiempo surgieron juntos 13.799 ± 0.021 mil millones de años Hace con una cantidad fija de energía y materia que se ha vuelto menos densa a medida que el Universo se ha expandido. Después de una expansión inicial acelerada de alrededor de 10 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 gradualmente se reunió formando una estructura similar a la espuma de filamentos y vacíos bajo la influencia de la gravedad. Nubes gigantes de hidrógeno y helio fueron atraídas gradualmente a los lugares donde la materia oscura era más densa, formando las primeras galaxias, estrellas y todo lo demás que se ve hoy en día. Es posible ver objetos que están ahora más alejados que 13,799 billones de años luz porque el espacio mismo se ha expandido, y todavía se está expandiendo hoy.
Al estudiar el movimiento de las galaxias, sabemos que el universo contiene mucha más materia de la que podemos detectar de la manera habitual. Esta materia invisible se conoce como materia oscura ( oscura significa que existe una amplia gama de pruebas indirectas contundentes de que existe, pero todavía no la hemos detectado directamente). El modelo Lambda-CDM es el modelo más ampliamente aceptado de nuestro universo. Sugiere que alrededor del 69.2% ± 1.2%[2015] de la masa y la energía en el universo es un campo escalar conocido como energía oscura que es responsable de la expansión actual del espacio, y alrededor del 25.8% [2015] es materia oscura. Por lo tanto, la materia ordinaria ("bariónica") es solo 4.9% [2015] del universo físico. Las estrellas, los planetas y las nubes de gas visibles solo forman aproximadamente el 6% de la materia ordinaria, o aproximadamente el 0.3% del universo entero.
Hay muchas hipótesis contrapuestas sobre el destino final del universo y sobre lo que, en todo caso, precedió al Big Bang, mientras que otros físicos y filósofos se niegan a especular, dudando de que la información sobre los estados anteriores sea accesible alguna vez. Algunos físicos han sugerido varias hipótesis de multiverso, en las cuales el Universo podría ser uno entre muchos universos que también existen.
Definición
El universo físico se define como todo el espacio y el tiempo (denominados colectivamente espacio-tiempo) y sus contenidos. Dichos contenidos comprenden toda la energía en sus diversas formas, incluida la radiación electromagnética y la materia, y por lo tanto planetas, lunas, estrellas, galaxias y el contenido del espacio intergaláctico. 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.
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. De hecho, algunos filósofos y científicos respaldan la inclusión de ideas y conceptos abstractos, como las matemáticas y la lógica, en la definición del Universo. La palabra universo también puede referirse a conceptos tales como el cosmos , el mundo y la naturaleza .
Etimología
La palabra universo deriva de la antigua palabra francesa univers , que a su vez deriva de la palabra latina universum . La palabra latina fue utilizada por Cicerón y luego por los autores latinos en muchos sentidos similares a los que usa la palabra moderna en inglés.
Sinónimos
Un término para "universo" entre los filósofos griegos antiguos desde Pitágoras en adelante fue τὸ πὅν , tò pân ("el todo"), definido como toda la materia y todo el espacio, y τὸ ὅλον , tò hólon ("todas las cosas"), lo que hizo no necesariamente incluye el vacío. Otro sinónimo fue ὁ κόσμος , ho kósmos (que significa el mundo, el cosmos). Los sinónimos también se encuentran en autores latinos ( totum , mundus , natura ) y sobreviven en idiomas modernos, por ejemplo, las palabras alemanas Das All , Weltall y Natur for Universe. Los mismos sinónimos se encuentran en inglés, como todo (como en la teoría de todo), el cosmos (como en cosmología), el mundo (como en la interpretación de muchos mundos) y la naturaleza (como en leyes naturales o filosofía natural) )
Escala de Cronología y Big Bang Axis: mil millones de años
Ver también: Línea de tiempo humana y Cronología de vida
El modelo prevaleciente para la evolución del Universo es la teoría del Big Bang. El modelo del Big Bang establece que el estado más antiguo del Universo era extremadamente cálido y denso, y que el Universo posteriormente se expandió y se enfrió. El modelo se basa en la relatividad general y en suposiciones simplificadoras como la homogeneidad y la isotropía del espacio. Una versión del modelo con una constante cosmológica (Lambda) y materia oscura fría, conocida como el modelo Lambda-CDM, es el modelo más simple que proporciona una explicación razonablemente buena de varias observaciones sobre el Universo. El modelo Big Bang explica observaciones tales como la correlación de la distancia y el desplazamiento al rojo de las galaxias, la relación entre el número de átomos de hidrógeno y de helio y el fondo de radiación de microondas.
El estado caliente y denso inicial se denomina época de Planck, un período breve que se extiende desde el tiempo cero hasta una unidad de tiempo Planck de aproximadamente 10 segundos. Durante la época de Planck, todos los tipos de materia y todos los tipos de energía se concentraron en un estado denso, y se cree que la gravedad, actualmente la más débil de las cuatro fuerzas conocidas, fue tan fuerte como las otras fuerzas fundamentales, y todas las fuerzas pueden haber sido unificadas. Desde la época de Planck, el espacio se ha expandido a su escala actual, con un período muy breve pero intenso de inflación cósmica que se cree que ocurrió dentro de los primeros 10 segundos. Este fue un tipo de expansión diferente de las que podemos ver a nuestro alrededor hoy en día, en el que los objetos en el espacio no se movieron físicamente; en cambio, la métrica que define el espacio cambió. Aunque los objetos en el espacio-tiempo no pueden moverse más rápido que la velocidad de la luz, esta limitación no se aplica a la métrica que rige el espaciotiempo en sí. Se cree que este período inicial de inflación explica por qué el espacio parece ser muy plano, y mucho más grande que la luz podría viajar desde el comienzo del universo.
Dentro de la primera fracción de segundo de la existencia del universo, las cuatro fuerzas fundamentales se habían separado. A medida que el universo continuó enfriándose desde su estado inconcebiblemente cálido, se pudieron formar varios tipos de partículas subatómicas, en cortos períodos de tiempo conocidos como el quark, el hadrón y las épocas de leptón. Juntas, estas épocas abarcaron menos de 10 segundos de tiempo después del Big Bang. Estas partículas elementales se asociaron establemente en combinaciones cada vez mayores, incluidos protones estables y neutrones, que luego formaron núcleos atómicos más complejos a través de la fusión nuclear. Este proceso, conocido como nucleosíntesis de Big Bang, solo duró unos 17 minutos y terminó unos 20 minutos después del Big Bang, por lo que solo se produjeron 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 solo se formó en cantidades muy pequeñas. El otro 75% de los protones no se vieron afectados, como núcleos de hidrógeno.
Después de que la nucleosíntesis terminó, el universo entró en un período conocido como la época del fotón. 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 aproximadamente 377,000 años, el universo se había enfriado lo suficiente como para que los electrones y núcleos pudieran formar los primeros átomos estables. Esto se conoce como recombinación por razones históricas; de hecho, los electrones y los núcleos se estaban combinando por primera vez. A diferencia del plasma, los átomos neutros son transparentes para 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 en día; ellos forman el fondo de microondas cósmico (CMB).
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 un fotón disminuye con su longitud de onda. Alrededor de 47,000 años, la densidad de energía de la materia se hizo más grande 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.
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 la gravedad, formó grandes nubes de gas y, finalmente, estrellas y galaxias, donde la materia oscura era más densa y vacías donde era menos densa. Después de alrededor de 100 a 300 millones de años, las primeras estrellas formadas, conocidas como estrellas de Población III. Estos fueron probablemente muy masivos, luminosos, no metálicos y de corta duración. Ellos fueron responsables de la reionización gradual del Universo entre aproximadamente 200 a 500 millones de años y 1 billón de años, y también para sembrar el universo con elementos más pesados que el helio, a través de la nucleosíntesis estelar. El Universo también contiene una energía misteriosa, posiblemente un campo escalar, llamada energía oscura, la densidad de la cual no cambia con el tiempo Después de aproximadamente 9,8 mil 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, marcando el comienzo de la era actual dominada por la energía oscura. En esta era, la expansión del Universo se está acelerando debido a la energía oscura.
Propiedades físicas
De las cuatro interacciones fundamentales, la gravitación es la dominante en las escalas de longitud astronómica. Los efectos de gravedad son acumulativos; por el contrario, los efectos de las cargas positivas y negativas tienden a cancelarse mutuamente, lo que hace que el electromagnetismo sea relativamente insignificante en las escalas de longitud astronómica. Las dos interacciones restantes, las fuerzas nucleares débiles y fuertes, disminuyen muy rápidamente con la distancia; sus efectos se limitan principalmente a escalas de longitud subatómicas.
El Universo parece tener mucha más materia que antimateria, una asimetría posiblemente relacionada con la violación del PC. Este desequilibrio entre la materia y la antimateria es parcialmente responsable de la existencia de toda la materia existente hoy, ya que la materia y la antimateria, si se producen igualmente en el Big Bang, se habrían aniquilado por completo y solo dejaron fotones como resultado de su interacción. El Universo también parece no tener ni impulso neto ni momento angular, que sigue leyes físicas aceptadas si el Universo es finito. Estas leyes son la ley de Gauss y la no divergencia del pseudotensor estrés-energía-momento.
| Escalas espaciales constituyentes del universo observable |
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Tamaño y regiones
El tamaño del Universo es algo difícil de definir. De acuerdo con la teoría general de la relatividad, es posible que algunas regiones del espacio nunca interactúen con las nuestras ni siquiera durante la vida del Universo debido a la velocidad finita de la luz y la expansión continua del espacio. Por ejemplo, los mensajes de radio enviados desde la Tierra quizás 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.
Se supone que las regiones distantes del espacio existen y son parte de la realidad tanto como nosotros, aunque nunca podamos interactuar con ellas. La región espacial que podemos afectar y ser afectados por es el universo observable. El universo observable depende de la ubicación del observador. Al viajar, un observador puede entrar en contacto con una mayor región del espacio-tiempo que un observador que permanece quieto. Sin embargo, incluso el viajero más rápido no podrá interactuar con todo el espacio. Típicamente, el universo observable se toma como la porción del Universo que es observable desde nuestro punto de vista en la Vía Láctea.
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 (14 mil millones de parsecs), lo que hace que el diámetro del universo observable sea de 91 mil millones años luz (28 × 10 pc). La distancia que ha recorrido la luz desde el borde del universo observable es muy similar a la edad del Universo multiplicada por la velocidad de la luz, 13.800 millones de años luz (4.2 ×10). pc), pero esto no representa la distancia en un momento dado porque el borde del universo observable y la Tierra se han distanciado desde entonces. 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). Como ejemplo, la Vía Láctea tiene aproximadamente 100,000-180,000 años luz de diámetro, 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.
Edad y expansión
Los astrónomos calculan la edad del Universo asumiendo que el modelo Lambda-CDM describe con precisión la evolución del Universo desde un estado primordial denso, cálido y muy uniforme hasta su estado actual y midiendo los parámetros cosmológicos que constituyen el modelo. Este modelo es bien entendido teóricamente y respaldado por recientes observaciones astronómicas de alta precisión como WMAP y Planck. Comúnmente, el conjunto de observaciones ajustadas incluye la anisotropía cósmica de fondo de microondas, la relación brillo / desplazamiento hacia el rojo para las supernovas de Tipo Ia, y la agrupación de galaxias a gran escala, incluida la característica de oscilación acústica de bariones. Otras observaciones, tales como la constante de Hubble, la abundancia de cúmulos de galaxias, las lentes de gravedad gravitacionales débiles y las edades de cúmulos globulares, son generalmente consistentes con estas, proporcionando una verificación del modelo, pero se miden con menos precisión en la actualidad. Suponiendo que el modelo Lambda-CDM es correcto, las mediciones de los parámetros usando una variedad de técnicas mediante numerosos experimentos arrojan un mejor valor de la edad del Universo a partir de 2015 de 13.799 ± 0.021 millones de años.
Con el tiempo, el Universo y sus contenidos han evolucionado; por ejemplo, la población relativa de cuásares y galaxias ha cambiado y el espacio mismo se ha expandido. Debido a esta expansión, los científicos de la Tierra pueden observar la luz de una galaxia a 30 mil millones de años luz de distancia, a pesar de que esa luz ha viajado solo durante 13 mil millones de años; el espacio mismo entre ellos se ha expandido. Esta expansión es consistente con la observación de que la luz de galaxias distantes ha sido desplazada hacia el rojo; los fotones emitidos se han estirado a longitudes de onda más largas y frecuencias más bajas durante su viaje. Los análisis de las supernovas de tipo Ia indican que la expansión espacial se está acelerando.
Cuanta más materia hay en el Universo, más fuerte es la atracción gravitatoria mutua de la materia. Si el Universo fuera demasiado denso, se volvería a colapsar en una singularidad gravitacional. Sin embargo, si el universo contenía muy poca materia, la expansión se aceleraría demasiado rápido para que se formaran los planetas y los sistemas planetarios. Desde el Big Bang, el universo se ha expandido monótonamente. Tal vez, como era de esperar, nuestro universo tiene la densidad de masa correcta de alrededor de 5 protones por metro cúbico, lo que le ha permitido expandirse durante los últimos 13.800 millones de años, dando tiempo para formar el universo como se observa hoy en día.
Hay fuerzas dinámicas que actúan sobre las partículas en el Universo que afectan la velocidad de expansión. Antes de 1998, se esperaba que la tasa de aumento de la Constante de Hubble disminuyera con el tiempo debido a la influencia de las interacciones gravitatorias en el Universo, y por lo tanto hay una cantidad adicional observable en el Universo llamada parámetro de desaceleración que los cosmólogos se espera que esté directamente relacionado con la densidad de materia del Universo. En 1998, el parámetro de desaceleración fue medido por dos grupos diferentes para ser consistente con -1 pero no con cero, lo que implicó que la tasa actual de aumento de la Constante de Hubble está aumentando con el tiempo.
Tiempo espacial
Los espacios en el espacio son los escenarios en los que tienen lugar todos los eventos físicos. Los elementos básicos del espacio-tiempo son eventos. En cualquier espacio-tiempo dado, un evento se define como una posición única en un momento único. Un espacio-tiempo es la unión de todos los eventos (de la misma manera que una línea es la unión de todos sus puntos), organizada formalmente en una variedad.
El Universo parece ser un continuo espaciotemporal suave que consta de tres dimensiones espaciales y una dimensión temporal (tiempo) (un evento en el espaciotiempo del Universo físico puede por lo tanto 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. 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 las posibilidades de que el Universo tenga más dimensiones (que es postulado por teorías como la teoría de Cuerdas) y que su espaciotiempo puede tener una topología global conectada de manera múltiple, en analogía con las topologías cilíndricas o toroidales de dos dimensiones espacios. El espacio-tiempo del Universo usualmente se interpreta desde una perspectiva Euclidiana, con el espacio como consistiendo en tres dimensiones, y el tiempo como consistente en una dimensión, la "cuarta dimensión".
Los eventos de espacio-tiempo no están definidos absolutamente espacial y temporalmente, sino que se sabe que son relativos al movimiento de un observador. El espacio de Minkowski se aproxima al Universo sin gravedad; las variedades pseudo-riemannianas de la relatividad general describen el espacio-tiempo con la materia y la gravedad.
Forma
La relatividad general describe cómo el espacio-tiempo está curvado y doblado 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 de espacio-tiempo llamada las coordenadas comovianas. La sección de 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 o horizonte de luz) es la distancia máxima desde la cual las partículas pueden haber viajado al observador en la era del Universo. Este horizonte representa el límite entre las regiones observables y las no observables del Universo. 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 de materia promedio del universo dividida por un valor crítico de esa densidad. Esto selecciona una de tres geometrías posibles según si Ω es igual a, menor que, o mayor que 1. Estos son llamados, respectivamente, los universos planos, abiertos y cerrados.
Las observaciones, que incluyen 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 es de extensión infinita con una edad finita, según lo descrito por Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) modelos. Por lo tanto, estos modelos FLRW apoyan los modelos inflacionarios y el modelo estándar de la cosmología, que describe un universo plano y homogéneo actualmente dominado por la materia oscura y la energía oscura.
Apoyo de la vida
El Universo puede ser afinado ; la hipótesis del Universo afinado es la proposición de que las condiciones que permiten la existencia de la vida observable en el Universo solo pueden ocurrir cuando ciertas constantes físicas fundamentales universales se encuentran dentro de un rango muy estrecho de valores, de modo que si cualquiera de varias constantes fundamentales eran solo un poco diferente, el Universo habría sido poco propicio para el establecimiento y desarrollo de la materia, las estructuras astronómicas, la diversidad elemental o la vida tal como se entiende. La proposición se discute entre filósofos, científicos, teólogos y defensores del creacionismo.
Composición
El Universo está compuesto casi por completo de energía oscura, materia oscura y materia ordinaria. Otros contenidos son radiación electromagnética (que se estima que constituye desde 0.005% a cerca de 0.01% de la masa total del Universo) y antimateria.
Las proporciones de todos los tipos de materia y energía han cambiado a lo largo de la historia del Universo. La cantidad total de radiación electromagnética generada dentro del universo ha disminuido en 1/2 en los últimos 2 mil millones de años. Hoy, la materia ordinaria, que incluye átomos, estrellas, galaxias y vida, representa solo el 4.9% de los contenidos del Universo. La densidad total actual de este tipo de materia es muy baja, aproximadamente 4.5 × 10 gramos por centímetro cúbico, lo que corresponde a una densidad del orden de un solo protón por cada cuatro metros cúbicos de volumen. La naturaleza de la energía oscura y la materia oscura es desconocido. La materia oscura, una forma misteriosa de materia que aún no se ha identificado, representa el 26.8% de los contenidos cósmicos. Energía oscura, que es la energía del espacio vacío y está haciendo que la expansión del Universo se acelere,
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 más o menos. 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 a gran escala. El universo observable contiene aproximadamente 300 sextillones (3 ×10) estrellas y más de 100 mil millones (10) de galaxias. Las galaxias típicas van desde enanas con tan solo diez millones (10) de estrellas hasta gigantes con un billón (10) de estrellas. Entre las estructuras más grandes hay vacíos, que típicamente son 10-150 Mpc (33 millones-490 millones de ly) de diámetro. La Vía Láctea está en el Grupo Local de galaxias, que a su vez está en el Supercluster Laniakea. Este supercluster abarca más de 500 millones de años luz, mientras que el grupo local abarca más de 10 millones de años luz. El Universo también tiene vastas regiones de relativo vacío; el mayor vacío conocido mide 1,8 mil millones de ly (550 Mpc) de ancho.
El universo observable es isotrópico en escalas significativamente más grandes 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 en radiación de microondas altamente isotrópica que corresponde a un espectro de cuerpo negro de equilibrio térmico de aproximadamente 2.72548 kelvin. La hipótesis de que el universo a gran escala es homogéneo e isótropo se conoce como el principio cosmológico. Un Universo que es a la vez homogéneo e isotrópico tiene el mismo aspecto desde todos los puntos de vista y no tiene centro.
Energía oscura
Una explicación de por qué la expansión del Universo se está acelerando sigue siendo difícil de alcanzar. A menudo se lo atribuye a la "energía oscura", una forma desconocida de energía que tiene la hipótesis de impregnar el espacio. En una base de equivalencia de masa de energía, la densidad de la energía oscura (~ 7 × 10 g / cm) es mucho menor que la densidad de la materia ordinaria o la materia oscura dentro de las galaxias. Sin embargo, en la presente era de energía oscura, domina la energía de masa del universo porque es uniforme en el espacio.
Dos formas propuestas para la energía oscura son la constante cosmológica, un espacio de llenado de densidad de energía constante de forma homogénea y el campo escalar, como quintaesencia o módulos, cantidades dinámicas cuya densidad de energía puede variar en tiempo y espacio. Las contribuciones de los campos escalares que son constantes en el espacio generalmente también se incluyen en la constante cosmológica. La constante cosmológica puede formularse para ser equivalente a la energía de vacío. Los campos escalares que tienen solo una pequeña cantidad de inhomogeneidad espacial serían difíciles de distinguir de una constante cosmológica.
Materia oscura
La materia oscura es un tipo de materia hipotética que es 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 deducen 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, materia oscura no se ha detectado directamente, por lo que es 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 de energía total y el 84.5% de la materia total en el Universo.
Materia ordinaria
El 4.9% restante de la energía de masa del Universo es materia ordinaria, es decir, átomos, iones, electrones y los objetos que forman. Este asunto incluye estrellas, que producen casi toda la luz que vemos desde las galaxias, así como gas interestelar en los medios interestelares e intergalácticos, planetas y todos los objetos de la vida cotidiana que podemos toparnos, tocar o exprimir. Como cuestión de hecho, la gran mayoría de la materia ordinaria en el universo es invisible, ya que las estrellas visibles y el gas dentro de las galaxias y cúmulos representan menos del 10 por ciento de la contribución de materia ordinaria a la densidad de masa de energía del universo.
La materia ordinaria comúnmente existe en cuatro estados (o fases): sólido, líquido, gas y plasma. Sin embargo, los avances en las técnicas experimentales han revelado otras fases teóricas anteriores, como los condensados de Bose-Einstein y los condensados fermiónicos.
La materia ordinaria se compone de dos tipos de partículas elementales: quarks y leptones. Por ejemplo, el protón está formado por dos quarks hacia arriba y un quark hacia abajo; el neutrón está formado por dos quarks hacia abajo y un quark hacia arriba; y el electrón es una especie de leptón. Un átomo consiste en un núcleo atómico, formado por protones y neutrones, y electrones que orbitan el núcleo. Debido a que la mayor parte de la masa de un átomo se concentra en su núcleo, que está compuesto de bariones, los astrónomos a menudo usan el término materia bariónica para describir la materia ordinaria, aunque una pequeña fracción de esta "materia bariónica" son los electrones.
Poco después del Big Bang, los protones y neutrones primordiales se formaron a partir del plasma de quark-gluón del Universo temprano a medida que se enfriaba por debajo de los dos billones de grados. Unos minutos más tarde, en un proceso conocido como nucleosíntesis de Big Bang, se formaron núcleos a partir de protones y neutrones primordiales. Esta nucleosíntesis formó elementos más ligeros, aquellos con pequeños números atómicos hasta litio y berilio, pero la abundancia de elementos más pesados cayó bruscamente al aumentar 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 de Big Bang se cerró después de aproximadamente 20 minutos debido a la rápida caída de temperatura y densidad del Universo en expansión. La posterior formación de elementos más pesados resultó de la nucleosíntesis estelar y la nucleosíntesis de la supernova.
Partículas
La materia ordinaria y las fuerzas que actúan sobre la materia se pueden describir en términos de partículas elementales. 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. De importancia central es el Modelo Estándar, una teoría que se ocupa de las interacciones electromagnéticas y las interacciones nucleares débiles y fuertes. El Modelo Estándar es respaldado por la confirmación experimental de la existencia de partículas que componen la materia: quarks y leptones, y sus correspondientes dúos "antimateria", así como las partículas de fuerza que median las interacciones: el fotón, los bosones W y Z, y el gluón 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 a las partículas de masa. Debido a su éxito en la explicación de una amplia variedad de resultados experimentales, el Modelo Estándar a veces se considera como una "teoría de casi todo". El modelo estándar, sin embargo, no admite la gravedad. No se ha logrado una verdadera "teoría del todo" de partículas de fuerza.
Hadrones
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 bajo condiciones ordinarias y, por lo tanto, son constituyentes insignificantes del Universo moderno. Aproximadamente 10 segundos después del Big Bang, durante un período que se conoce como la época del hadrón, la temperatura del universo había descendido lo suficiente como para permitir que los quarks se unieran en hadrones, y la masa del Universo estaba dominada por hadrones. Inicialmente, la temperatura era lo suficientemente alta como para permitir la formación de pares de hadrones / anti-hadrones, que mantenían la materia y la antimateria en equilibrio térmico. Sin embargo, a medida que la temperatura del Universo continuaba bajando, ya no se producían pares de hadrones / anti-hadrones. La mayoría de los hadrones y anti-hadrones fueron eliminados en reacciones de aniquilación de partículas-antipartículas, dejando un pequeño residuo de hadrones para cuando el Universo tenía alrededor de un segundo de antigüedad.
Leptons
Un leptón es una partícula de giro elemental, semienterrada, que no sufre interacciones fuertes pero está sujeta al principio de exclusión de Pauli; no hay dos leptones de la misma especie que puedan estar exactamente en el mismo estado al mismo tiempo. Existen dos clases principales de leptones: los carpidos (también conocidos como electrones) leptones) y leptones neutros (mejor conocidos como neutrinos). Los electrones son estables y el lepton cargado más común en el Universo, mientras que los muones y el taus son partículas inestables que se descomponen rápidamente después de producirse en colisiones de alta energía, como las que involucran rayos cósmicos o que se llevan a cabo en aceleradores de partículas. 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 relacionada con todas las propiedades químicas. Los neutrinos rara vez interactúan con cualquier cosa y, en consecuencia, rara vez se observan. Los neutrinos fluyen por todo el Universo pero rara vez interactúan con la materia normal.
La época de lepton fue el período en la evolución del Universo temprano en el cual los leptones dominaron la masa del Universo. Comenzó aproximadamente 1 segundo después del Big Bang, después de que la mayoría de los hadrones y anti-hadrones se aniquilaran entre sí al final de la época del hadrón. Durante la época del lepton, la temperatura del Universo era aún lo suficientemente alta como para crear pares leptón / antilepton, por lo que los leptones y los antilepton estaban en equilibrio térmico. Aproximadamente 10 segundos después del Big Bang, la temperatura del Universo había descendido al punto en que ya no se creaban los pares lepton / antileptón. La mayoría de los leptones y antilepton fueron eliminados en reacciones de aniquilación, dejando un pequeño residuo de leptones. La masa del Universo estaba dominada por fotones a medida que entraba en la siguiente época de fotones.
Fotones
Un fotón es la cantidad de luz y todas las demás formas de radiación electromagnética. Es el transportador de fuerza para la fuerza electromagnética, incluso cuando está estático a través de fotones virtuales. Los efectos de esta fuerza son fácilmente observables a nivel microscópico y macroscópico porque el fotón tiene masa de reposo cero; esto permite interacciones a larga distancia. Al igual que todas las partículas elementales, actualmente los fotones se explican mejor mediante la mecánica cuántica y muestran la dualidad onda-partícula, que exhibe propiedades de las ondas y de las partículas.
La época del fotón comenzó después de que la mayoría de los leptones y antilepton se aniquilaron al final de la época de leptón, unos 10 segundos después del Big Bang. Los núcleos atómicos se crearon en el proceso de nucleosíntesis que se produjo durante los primeros minutos de la época del fotón. Durante el resto de la época de los fotones, el universo contenía un plasma densamente denso de núcleos, electrones y fotones. Aproximadamente 380,000 años después del Big Bang, la temperatura del Universo cayó al punto donde los núcleos podrían combinarse con electrones para crear átomos neutros. Como resultado, los fotones ya no interactuaban frecuentemente con la materia y el Universo se volvía transparente. Los fotones altamente desplazados al rojo de este período forman el fondo cósmico de microondas. Pequeñas variaciones en la temperatura y la densidad detectables en el CMB fueron las primeras "semillas"
Modelos cosmológicos
Modelo del Universo basado en la relatividad general
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 espacio-tiempo. En particular, la curvatura del espacio-tiempo está directamente relacionada con la energía y el momento de cualquier materia y radiación que estén presentes. La relación se especifica mediante las ecuaciones de campo de Einstein, un sistema de ecuaciones diferenciales parciales. En la relatividad general, la distribución de la materia y la energía determina la geometría del espaciotiempo, que a su vez describe la aceleración de la materia. Por lo tanto, Las soluciones de las ecuaciones de campo de Einstein describen la evolución del Universo. En combinación con las mediciones de la cantidad, el tipo y la distribución de la materia en el Universo, las ecuaciones de la relatividad general describen la evolución del Universo a lo largo del tiempo.
Con la suposición 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 denominado métrica Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker,
donde ( r , θ, φ) corresponden a un sistema de coordenadas esféricas. Esta métrica tiene solo dos parámetros indeterminados. Un factor de escala de dimensión adimensional global R describe la escala de tamaño del Universo en función del tiempo; un aumento en R es la expansión del Universo. Un índice de curvatura k describe la geometría. El índice k se define de modo que solo puede tomar uno de tres valores: 0, que corresponde a la geometría euclidiana plana; 1, que corresponde a un espacio de curvatura positiva; o -1, que corresponde a un espacio de curvatura positiva o negativa. El valor de R como una función del tiempo t depende de k y de la constante cosmológica Λ . La constante cosmológica representa la densidad de energía del vacío del espacio y podría estar relacionada con la energía oscura. La ecuación que describe cómo R varía con el tiempo se conoce como la ecuación de Friedmann después de su inventor, Alexander Friedmann.
Las soluciones para R (t) dependen de k y Λ , pero algunas características cualitativas de tales soluciones son generales. Primero y más importante, la escala de longitud R del Universo puede permanecer constante solo si el Universo es perfectamente isótropo con curvatura positiva ( k = 1) y tiene un valor de densidad preciso en todas partes, como observó por primera vez Albert Einstein. Sin embargo, este equilibrio es inestable: debido a que se sabe que el Universo no es homogéneo en escalas más pequeñas, R debe cambiar con el tiempo. Cuando R cambios, todas las distancias espaciales en el Universo cambian en tándem; hay una expansión o contracción general del espacio en sí mismo. Esto explica la observación de que las galaxias parecen estar volando por los aires; el espacio entre ellos se está estirando. El estiramiento del espacio también explica la aparente paradoja de que dos galaxias pueden estar separadas por 40 mil millones de años luz, aunque comenzaron desde el mismo punto hace 13.800 millones de años y nunca se movieron más rápido que la velocidad de la luz.
En segundo lugar, todas las soluciones sugieren que hubo una singularidad gravitacional en el pasado, cuando R fue a cero y la materia y la energía eran infinitamente densas. Puede parecer que esta conclusión es incierta porque se basa en los supuestos cuestionables de homogeneidad perfecta e isotropía (el principio cosmológico) y que solo la interacción gravitacional es significativa. Sin embargo, los teoremas de singularidad de Penrose-Hawking muestran que una singularidad debería existir para condiciones muy generales. Por lo tanto, de acuerdo con las ecuaciones de campo de Einstein, R creció rápidamente desde un estado inimaginablemente cálido y denso que existía inmediatamente después de esta singularidad (cuando R tenía un valor pequeño y finito); esta es la esencia del modelo del Universo Big Bang. Comprender la singularidad del Big Bang probablemente requiera una teoría cuántica de la gravedad, que aún no ha sido formulada.
En tercer lugar, el índice de curvatura k determina el signo de la curvatura espacial media del espaciotiempo promediada en escalas de longitud suficientemente grandes (más de mil millones de años luz aproximadamente). Si k = 1, la curvatura es positiva y el Universo tiene un volumen finito. 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. Puede parecer contra-intuitivo que un Universo infinito pero infinitamente denso pueda ser creado en un solo instante en el Big Bang cuando R = 0, pero exactamente eso se predice matemáticamente cuando k no es igual a 1. 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 ambos. Un Universo toroidal podría comportarse como un Universo normal con condiciones de contorno periódicas.
El destino final del universo aún se desconoce, ya que depende críticamente del índice de curvatura ky 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 positivo y el Universo eventualmente volverá a colapsarse en un Big Crunch, posiblemente comenzando un nuevo Universo en un Big Bounce. Por el contrario, si el Universo fuera insuficientemente denso, k sería igual a 0 o -1 y el Universo se expandiría para siempre, se refrescaría y eventualmente llegaría a la Gran Helada y la muerte por calor del Universo. Los datos modernos sugieren que la tasa de expansión del Universo no está disminuyendo, como se esperaba originalmente, sino que está aumentando; si esto continúa indefinidamente, el Universo eventualmente puede llegar a un Big Rip. Observacionalmente, el Universo parece ser plano ( k = 0), con una densidad general muy cercana al valor crítico entre el recolocamiento y la expansión eterna.
Hipótesis de Multiverse
Algunas teorías especulativas han propuesto que nuestro Universo no es más que uno de un conjunto de universos desconectados, denominados colectivamente como el multiverso, desafiando o mejorando definiciones más limitadas del Universo. Los modelos científicos de multiverso son distintos de conceptos tales 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 varios problemas de Física. Un ejemplo de tales multiversos es el que resulta del modelo de inflación caótica del universo primitivo. 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 cuántica y la decoherencia, y todos los estados de las funciones de onda se realizan 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 creó un conjunto de multiversos, la función de onda del conjunto se enredaría en este sentido.
La categoría de multiverso menos controvertida en el esquema de Tegmark es el Nivel I. Los multiversos de este nivel están compuestos por eventos distantes del espacio-tiempo "en nuestro propio universo". Si el espacio es infinito, o lo suficientemente grande y uniforme, ocurren instancias idénticas de la historia del volumen Hubble completo de la Tierra de vez en cuando, simplemente por casualidad. Tegmark calculó que nuestro llamado doppelgänger más cercano está a 10 10 metros de nosotros (una función exponencial doble más grande que un googolplex). En principio, sería imposible verificar científicamente la existencia de un volumen de Hubble idéntico. Sin embargo, esta existencia sigue como una consecuencia bastante directa de observaciones y teorías científicas que de otro modo no estarían relacionadas.
Es posible concebir espacios espaciales desconectados, cada uno existente pero incapaz de interactuar entre sí. Una metáfora fácilmente visualizada 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. Según una terminología común, cada "burbuja de jabón" del espacio-tiempo se denota como un universo , mientras que nuestro espacio-tiempo particular se denota como el Universo , tal como llamamos a nuestra luna la Luna . La colección completa de estos espacios espaciales separados se denota como el multiverso. Con esta terminología, diferentes Universos no están causalmente conectados entre sí. En principio, los otros Universos desconectados pueden tener diferentes dimensionalidades y topologías del espaciotiempo, diferentes formas de materia y energía, y diferentes leyes físicas y constantes físicas, aunque tales posibilidades son puramente especulativas. Otros consideran que cada una de varias burbujas creadas como parte de la inflación caótica son Universos separados , aunque en este modelo todos estos universos comparten un origen causal.
Concepciones históricas
Históricamente, ha habido muchas ideas del cosmos (cosmologías) y su origen (cosmogonías). Las teorías de un Universo impersonal gobernado por leyes físicas fueron propuestas por primera vez por griegos e indios. La filosofía china antigua abarcaba la noción del Universo, incluyendo tanto el espacio como todo el tiempo. 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 de la relatividad general de Albert Einstein de 1915, que permitió predecir cuantitativamente el origen, la evolución y la conclusión del universo como un todo. La mayoría de las teorías modernas y aceptadas de la cosmología se basan en la relatividad general y, más específicamente, en el Big Bang predicho.
Mitologías
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, desde un dios que crea directamente el Universo como lo está ahora hasta un dios que simplemente pone las "ruedas en movimiento" (por ejemplo, a través de mecanismos como el Big Bang y evolución).
Los etnólogos y antropólogos que estudian los mitos han desarrollado varios esquemas de clasificación para los diversos temas que aparecen en las historias de creación. Por ejemplo, en un tipo de historia, el mundo nace de un huevo mundial; tales historias incluyen el poema épico finlandés Kalevala, la historia china de Pangu o la India Brahmanda Purana. En historias relacionadas, el Universo es creado por una sola entidad que emana o produce algo por él o ella, como en el concepto de budismo tibetano de Adi-Buda, la antigua historia griega de Gaia (Madre Tierra), el mito azteca Diosa Coatlicue, el la historia del antiguo dios egipcio Atum, y la narración de la creación del Génesis judeocristiano 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 al crearlo a partir de materiales preexistentes, como el cadáver de un dios muerto, como de Tiamat en la epopeya babilónica Enuma Elish. o del gigante Ymir en la mitología nórdica, o de materiales caóticos, como en Izanagi e Izanami en la mitología japonesa. En otras historias, el Universo emana de principios fundamentales, como Brahman y Prakrti, el mito de la creación de los Serers, o el yin y el yang del Tao.
Modelos filosóficos
Los filósofos y filósofos griegos presocráticos desarrollaron algunos de los primeros conceptos filosóficos del Universo. Los filósofos griegos más antiguos notaron que las apariencias engañan e intentaron comprender la realidad subyacente detrás de las apariencias. En particular, notaron la capacidad de la materia para cambiar formas (p. Ej., Hielo en agua a vapor) y varios filósofos propusieron que todos los materiales físicos en el mundo son formas diferentes de un solo material primordial, o arche . El primero en hacerlo fue Thales, quien propuso que este material fuera agua. La alumna de Thales, Anaximandro, propuso que todo procediera del apeiron ilimitado . Anaxímenes propuso que el material primordial sea aire debido a sus cualidades atractivas y repulsivas percibidas que hacen que el arco se condense o se disocie en formas diferentes. Anaxágoras propuso el principio de Nous (Mente), mientras que Heráclito propuso el fuego (y habló de logos) Empédocles propuso que los elementos sean 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 los elementos de Empédocles tomaban la forma de los sólidos platónicos. Demócrito y más tarde filósofos, especialmente Leucipo, propusieron que el Universo está compuesto de átomos indivisibles moviéndose a través de un vacío (vacío), aunque Aristóteles no creía que eso fuera posible porque el aire, como el agua, ofrece resistencia al movimiento. El aire se apresurará inmediatamente a llenar un vacío, y además, sin resistencia, lo hará de manera indefinidamente rápida.
Aunque Heráclito abogó por el cambio eterno, su contemporáneo Parménides hizo la sugerencia radical de que todo cambio es una ilusión, de que la verdadera realidad subyacente es eternamente inmutable y de una naturaleza única. Parménides denotó esta realidad como τὸ ἐν (El Uno). La idea de Parménides parecía inverosímil para muchos griegos, pero su alumno Zenón de Elea los desafió con varias paradojas famosas. Aristóteles respondió a estas paradojas desarrollando la noción de un potencial infinito contable, así como el continuo infinitamente divisible. A diferencia de los ciclos eternos e inmutables del tiempo, creía que el mundo está limitado por las esferas celestes y que la magnitud estelar acumulativa solo es 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 la misma sustancia. En el siglo V d. C., el filósofo atomista budista Dignāga propuso que los átomos fueran puntuales, sin duración y hechos de energía. Negaron la existencia de una materia sustancial y propusieron que el movimiento consistiera en destellos momentáneos de una corriente de energía.
La noción de finitismo temporal fue inspirada por la doctrina de la creación compartida por las tres religiones abrahámicas: judaísmo, cristianismo e islam. El filósofo cristiano, John Philoponus, presentó los argumentos filosóficos contra la antigua noción griega de un pasado y un futuro infinitos. Los argumentos de Philoponus contra un pasado infinito fueron utilizados por el filósofo musulmán primitivo, Al-Kindi (Alkindus); el filósofo judío, Saadia Gaon (Saadia ben Joseph); y el teólogo musulmán, Al-Ghazali (Algazel).
Conceptos astronómicos
Los modelos astronómicos del Universo se propusieron poco después de que comenzara la astronomía con los astrónomos de Babilonia, que veían el Universo como un disco plano flotando en el océano, y esto forma la premisa de los primeros mapas griegos como los de Anaximandro y Hecateo de Mileto.
Más tarde, los filósofos griegos, observando los movimientos de los cuerpos celestes, se ocuparon de desarrollar modelos del Universo basados más profundamente en la evidencia empírica. El primer modelo coherente fue propuesto por Eudoxo de Cnidos. De acuerdo con la interpretación física de Aristóteles del modelo, las esferas celestes rotan eternamente con un movimiento uniforme alrededor de una Tierra estacionaria. La materia normal está completamente contenida dentro de la esfera terrestre.
De Mundo (compuesto antes del 250 aC o entre 350 y 200 aC), declaró: "Cinco elementos, situados en esferas en cinco regiones, estando cada menos rodeado por lo mayor, a saber, tierra rodeada de agua, agua por aire, aire por fuego y fuego por éter: conforman todo el Universo ".
Este modelo también fue refinado por Callippus y después de que se abandonaron las esferas concéntricas, se llegó a un acuerdo casi perfecto con las observaciones astronómicas de Ptolomeo. 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 la cuenta 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.
El astrónomo griego Aristarchus 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 Aristarchus. Archimedes escribió:
Aristarco creía que las estrellas estaban muy lejos, y vio esto como la razón por la cual no se había observado la paralaje estelar, es decir, no se había observado que las estrellas se movieran relativamente entre sí mientras la Tierra se movía alrededor del Sol. De hecho, las estrellas están mucho más alejadas que la distancia que generalmente se suponía en la antigüedad, razón por la cual la paralaje estelar solo es detectable con instrumentos de precisión. Se supuso que el modelo geocéntrico, consistente con la paralaje planetaria, era una explicación de la inobservabilidad del fenómeno paralelo, paralaje estelar. El rechazo de la vista heliocéntrica fue aparentemente bastante fuerte, como sugiere el siguiente pasaje de Plutarco ( En la cara aparente en el orbe de la luna ):
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. Según Plutarco, Seleuco fue el primero en probar el sistema heliocéntrico a través del razonamiento, pero no se sabe qué argumentos usó. Los argumentos de Seleuco sobre una cosmología heliocéntrica probablemente estaban relacionados con el fenómeno de las mareas. Según Strabo (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 respecto del Sol. Alternativamente, puede haber demostrado heliocentricidad determinando las constantes de un modelo geométrico para él, y desarrollando métodos para calcular posiciones planetarias usando este modelo, como lo que hizo más tarde Nicolaus Copérnico en el siglo XVI. Durante la Edad Media, los modelos heliocéntricos también fueron propuestos por el astrónomo indio Aryabhata y por los astrónomos persas Albumasar y Al-Sijzi.
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 se ubicara en el centro del Universo.
Como lo notó el mismo Copérnico, la noción de que la Tierra gira es muy antigua, y data al menos de Filólao (c.450 aC), Heraclides Ponticus (c. 350 aC) y Ecofante 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 On Learned Ignorance (1440). Al-Sijzi también propuso que la Tierra gira sobre su eje. La evidencia empírica de la rotación de la Tierra sobre su eje, utilizando el fenómeno de los cometas, fue dada por Tusi (1201-1274) y Ali Qushji (1403-1474).
Esta cosmología fue aceptada por Isaac Newton, Christiaan Huygens y más tarde por científicos. Edmund Halley (1720) y Jean-Philippe de Chéseaux (1744) señalaron independientemente que la suposición de un espacio infinito lleno de estrellas conduciría a la predicción de que el cielo nocturno sería tan brillante como el Sol mismo; esto se conoció como la paradoja de Olbers en el siglo XIX. Newton creía que un espacio infinito lleno uniformemente de materia causaría fuerzas e inestabilidades infinitas que causarían que la materia fuera aplastada hacia adentro bajo su propia gravedad. Esta inestabilidad se aclaró en 1902 por el criterio de inestabilidad Jeans. Una solución a estas paradojas es el Universo Charlier, en el que la materia se organiza jerárquicamente (sistemas de cuerpos en órbita que están orbitando en un sistema más grande, ad infinitum) de una manera fractal tal que el Universo tiene una densidad global despreciable pequeña; tal modelo cosmológico también había sido propuesto anteriormente en 1761 por Johann Heinrich Lambert. Un avance astronómico significativo del siglo 18 fue la realización por Thomas Wright, Immanuel Kant y otros de nebulosas.
En 1919, cuando se completó el Telescopio Hooker, la opinión que prevalecía era que el Universo consistía enteramente en la Vía Láctea. Usando el Telescopio Hooker, Edwin Hubble identificó variables Cefeidas en varias nebulosas espirales y en 1922-1923 demostró de manera concluyente que la Nebulosa Andrómeda y el Triangulum, entre otras, eran galaxias enteras fuera del nuestro, lo que demuestra que el Universo consiste en una multitud de galaxias.
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.