Sesión 5 – Cosmología
La Geografía del Universo
El universo cercano
- Vivimos en la Tierra, que orbita alrededor del Sol junto con su satélite la Luna.
- La Tierra está acompañada por otros planetas:
- Cercanos al Sol: Mercurio, Venus, Tierra, Marte.
- Más lejanos: Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón.
- Otros objetos en el Sistema Solar: asteroides, cometas, Centauros, el Cinturón de Kuiper-Fernández y la Nube de Oort.
- La distancia de la Tierra al Sol es de 1,5 × 108 km. Neptuno orbita 30 veces más lejos.
«Parece un lugar enorme…»
Estrellas
- La más cercana: Próxima Centauri y α Centauri A y B (4,3 años luz).
- Varían en masa, composición, tamaño, temperatura y luminosidad.
- Nacen, crecen y mueren, dependiendo de su composición.
- Estrellas grandes → vidas cortas y brillantes.
- Estrellas pequeñas → vidas largas y estables.
El Nacimiento de las Estrellas
- Se forman en nubes moleculares de gas y polvo.
- A partir de sus restos nacen los sistemas planetarios.
La Vida de las Estrellas
Características
- Estrellas masivas (tipo O): Muy calientes (hasta 105 K), azuladas, vida corta (~10 millones de años).
- Estrellas pequeñas (tipo M): Menos de 3000 K, rojizas, vida de billones de años.
- Enanas marrones: Objetos subestelares que no alcanzaron la fusión.
El Sol
- Estrella tipo G.
- 700,000 km de diámetro.
- 1,9885 × 1030 kg de masa (~333,000 Tierras).
- 75% hidrógeno, 25% helio.
- Temperatura superficial: 5800 K, color blanco.
Las estrellas tienen una vida y características determinadas por su masa y temperatura. El Sol es una estrella promedio, pero otras pueden ser mucho más masivas o pequeñas.
La Muerte de las Estrellas
Nada dura para siempre…
- Depende de su masa.
- Estrellas pequeñas → Se apagan lentamente.
- Estrellas intermedias → Gigantes rojas → Nebulosas planetarias → Enanas blancas.
- Estrellas masivas → Supernovas → Estrellas de neutrones o agujeros negros.
La muerte de una estrella varía según su masa. Las más pequeñas se enfrían, las intermedias expulsan sus capas externas, y las más grandes colapsan en explosiones catastróficas.
¿Cómo Medimos las Distancias en el Universo?
Escalera de Distancias
- Triangulación: Distancias a la Luna y planetas.
- Paralaje estelar: Se basa en la órbita terrestre.
- Cefeidas: Estrellas variables para medir galaxias cercanas.
- Corrimiento al rojo: Para galaxias lejanas.
- Supernovas de tipo IA: Para medir distancias extremas.
Cúmulos Estelares
Agrupaciones de Estrellas
- Doble o múltiples: Estrellas que orbitan juntas.
- Cúmulos abiertos: Grupos jóvenes de estrellas en los discos galácticos.
- Cúmulos globulares: Miles de estrellas en forma esférica, en los halos galácticos.
Las Galaxias
Componentes Fundamentales del Universo
- Las estrellas, nubes moleculares y restos de polvo forman las galaxias.
- Hay alrededor de 1012 galaxias, cada una con 1012 estrellas.
- El universo es un mol de estrellas.
- Las galaxias pueden formar agrupaciones:
- Cúmulos globulares: Orbitan galaxias.
- Cúmulos y supercúmulos: Estructuras mayores del universo.
Las galaxias son enormes agrupaciones de estrellas, gas y polvo. Existen cúmulos galácticos donde las galaxias están unidas por gravedad, formando estructuras a gran escala en el universo.
Estructura a Gran Escala
La Historia del Universo
Los Confines del Universo Visible – El CMB
El fondo cósmico de microondas (CMB) es la radiación residual del Big Bang, emitida cuando el universo tenía aproximadamente 380,000 años. Esta radiación nos permite ver cómo era el cosmos en sus primeras etapas.
Viendo el Pasado
Cuando miramos lejos en el espacio, estamos viendo cómo eran las cosas en el pasado. El CMB es la radiación más antigua que podemos detectar y marca el momento en que el universo dejó de ser opaco.
Propiedades del CMB:
- Es radiación de cuerpo negro → Se originó cuando el universo alcanzó el equilibrio térmico.
- Su temperatura actual es de 2.725 K.
- Las pequeñas variaciones de temperatura revelan información sobre la estructura del universo primitivo.
- Detectado por satélites como COBE, WMAP y Planck.
El CMB tiene un patrón de ligeras variaciones de temperatura, que reflejan las semillas de las galaxias y estructuras que vemos hoy en el universo.
Fundamentos de la Cosmología
La Paradoja de Olbers: ¿Es Infinito el Universo?
La paradoja de Olbers sugiere que el universo no es estático ni infinito, sino que ha evolucionado en el tiempo. El principio cosmológico establece que el universo es uniforme a gran escala.
La Ley de Hubble-Lemaître
- Las galaxias se alejan unas de otras → La distancia entre ellas no es constante.
- La velocidad de alejamiento de una galaxia es proporcional a su distancia:
v = H0 · d - Constante de Hubble:
- H0 ≈ 70 km/s/Mpc
- Compatible con el principio cosmológico.
- «El universo se expande»
Edwin Hubble descubrió que las galaxias se alejan y su velocidad de recesión es mayor cuanto más lejos están. Esto es evidencia de la expansión del universo, lo que llevó a la idea del Big Bang.
La Constante de Hubble – Un Problema en Ciernes
- Gráfica con valores medidos de la constante de Hubble por diferentes métodos.
- Existen discrepancias entre mediciones de WMAP/Planck (CMB) y de supernovas/Cefeidas.
El valor de H0 no es el mismo dependiendo del método usado. Esta tensión en la constante de Hubble es un problema abierto en la cosmología actual.
La Historia del Universo
- Diagrama mostrando la evolución del universo desde el Big Bang.
- Inflación cósmica.
- Fondo cósmico de microondas.
- Formación de las primeras estrellas y galaxias.
- Aceleración de la expansión por la energía oscura.
El universo ha evolucionado desde un estado caliente y denso hasta su estructura actual. La energía oscura está acelerando su expansión.
El Modelo Estándar: El Big Bang
Fundamentos de la Cosmología – El Modelo Cosmológico Estándar: La Teoría del Big Bang
- Hubo un instante inicial en la historia del universo (hace 13,799 ± 21 millones de años).
- En su pasado, el universo tuvo alta densidad y temperatura (similar al interior de una estrella).
- El universo está en una expansión sin centro: todos los puntos se alejan entre sí.
- El modelo estándar explica:
- La estructura del universo a gran escala.
- El fondo cósmico de microondas.
- La abundancia de elementos ligeros (H, ²H, ³He, ⁴He, ⁷Li).
- La ley de Hubble-Lemaître.
El Big Bang es el modelo que explica el origen y evolución del universo. Su expansión y los vestigios observables (como el CMB y la distribución de elementos ligeros) lo respaldan.
La Geometría del Universo
- La estructura del universo se describe con las métricas FLRW (Friedmann, Lemaître, Robertson, Walker).
- Estas métricas indican un universo homogéneo, isótropo y en expansión.
- La métrica del universo es: ds2 = c2dt2 – a2(t) (dx2 + Σ(t)2 (dθ2 + sin2θdϕ2))
- Tipos de geometría:
- Esférica: Σ(t) = Rsin(χ/R)
- Plana: Σ(t) = χ
- Hiperbólica: Σ(t) = Rsinh(χ/R)
- El factor de escala a(t) determina el tamaño del universo con el tiempo.
El universo puede tener diferentes geometrías dependiendo de su densidad. La ecuación métrica describe su expansión, lo que permite entender su evolución a gran escala.
Los Primeros Tiempos – La Infancia del Universo
- Modelos de inflación: Describen los primeros instantes.
- Época del plasma de quarks y gluones (entre 10-12 y 10-6 segundos):
- No existían protones ni neutrones aún.
- Época hadrónica (entre 10-6 y 1 segundo):
- Se forman protones y neutrones junto con sus antipartículas.
- La aniquilación de hadrones deja fotones y neutrinos como residuos energéticos.
Los primeros instantes del universo estuvieron dominados por procesos cuánticos y la creación de partículas fundamentales. Esta etapa marcó la formación de la materia ordinaria.
Los Primeros Tiempos – Nucleosíntesis y Era de la Materia
La nucleosíntesis primordial generó los elementos ligeros que vemos hoy. El desacoplo permitió que la luz viajara libremente, formando el CMB.
El Futuro del Universo – Expansión Acelerada
Se ha observado que la expansión del universo está acelerándose. Si esto continúa, en el futuro todas las galaxias se alejarán tanto que el universo parecerá vacío.
Las Grandes Preguntas Abiertas
- Asimetría materia-antimateria: ¿Por qué el universo contiene más materia que antimateria?
- Materia oscura: Solo interactúa gravitacionalmente, pero es crucial en la evolución cósmica.
- Energía oscura: ¿Qué causa la expansión acelerada?
- Época inflacionaria: ¿Cómo ocurrió la inflación cósmica?
- Primeros instantes del universo: ¿Qué había antes del Big Bang?
- Gravedad cuántica: ¿Cómo se comportaba el universo en su estado más primitivo?
Aunque sabemos mucho sobre el universo, aún hay grandes incógnitas. La materia y energía oscura, la inflación y la gravedad cuántica son desafíos clave en cosmología.