¿Qué es el universo?

¿Qué es el Universo? ¡Esa es una pregunta inmensamente compleja! En términos de tiempo y espacio, es increíblemente grande (y podría incluso ser infinito) e increíblemente viejo según los estándares humanos. Describirlo en detalle es por lo tanto una tarea monumental. Pero hoy queremos atrevernos a explicarlo…

Entonces… ¿qué es el Universo? Bueno, la respuesta corta es que es la suma total de toda existencia. Es la totalidad del tiempo, el espacio, la materia y la energía que comenzó a expandirse hace unos 13.800 millones de años y ha seguido aumentando desde entonces. Nadie está completamente seguro de lo extenso que es realmente el Universo, y nadie está completamente seguro de cómo todo terminará. Pero la investigación y el estudio nos han enseñado mucho en el curso de la historia humana.

El término “el universo” se deriva de la palabra latina “universum”, que fue utilizada por el estadista romano Cicerón y los autores romanos posteriores para referirse al mundo y al cosmos como ellos lo conocían. Esto consistía en la Tierra y todas las criaturas vivientes que habitaban en ella, así como la Luna, el Sol, y los entonces conocidos planetas (Mercurio, Venus, Marte, Júpiter, Saturno) y las estrellas.

El término “cosmos” se utiliza a menudo indistintamente con el Universo. Se deriva de la palabra griega kosmos, que literalmente significa “el mundo”. Otras palabras comúnmente usadas para definir la totalidad de la existencia incluyen la “Naturaleza” (derivada de la palabra germánica natur) y la palabra inglesa “todo”, que se puede usar en la terminología científica, es decir, “Teoría de Todo” (TOE).

Hoy en día, este término suele usarse para referirse a todas las cosas que existen dentro del Universo conocido: el Sistema Solar, la Vía Láctea, y todas las galaxias y superestructuras conocidas. En el contexto de la ciencia moderna, la astronomía y la astrofísica, también se refiere a todo el espacio-tiempo, todas las formas de energía (es decir, la radiación electromagnética y la materia) y las leyes físicas que las unen.

EL ORIGEN DEL UNIVERSO

El consenso científico actual es que el Universo se expandió desde un punto de materia de super alta densidad de energía hace aproximadamente 13.800 millones de años. Esta teoría, conocida como la Teoría del Big Bang, no es el único modelo cosmológico para explicar los orígenes del Universo y su evolución, por ejemplo, la Teoría del Estado Estacionario o la Teoría del Universo Oscilante.

Es, sin embargo, el más ampliamente aceptado y popular. Esto se debe al hecho de que la teoría del Big Bang solo es capaz de explicar el origen de toda la materia conocida, las leyes de la física y la estructura a gran escala del Universo. También explica la expansión del Universo, la existencia del Fondo de Microondas Cósmico y una amplia gama de otros fenómenos.

Trabajando hacia atrás desde el estado actual del Universo, los científicos han teorizado que debe haberse originado en un solo punto de densidad infinita y tiempo finito que comenzó a expandirse. Después de la expansión inicial, la teoría sostiene que el Universo se enfrió lo suficiente como para permitir la formación de partículas subatómicas, y luego átomos simples. Las nubes gigantes de estos elementos primordiales se fusionaron posteriormente a través de la gravedad para formar estrellas y galaxias.

Todo esto comenzó hace aproximadamente 13.800 millones de años y, por lo tanto, se considera que es la edad del Universo. A través de la prueba de principios teóricos, experimentos que implican aceleradores de partículas y estados de alta energía, y estudios astronómicos que han observado el Universo profundo, los científicos han construido una línea de tiempo de eventos que comenzó con el Big Bang y ha llevado al estado actual de evolución cósmica .

Sin embargo, los tiempos más tempranos del Universo (que dura de aproximadamente 10^-43 a 10^-11 segundos después del Big Bang) son objeto de extensas especulaciones, dado que las leyes de la física tal y como las conocemos no podrían haber existido en ese momento, por lo que es difícil de imaginar cómo el Universo podría haber sido gobernado. Es más, los experimentos que pueden crear las clases de energías involucradas están en su infancia.

Sin embargo, prevalecen muchas teorías sobre lo que ocurrió en este instante inicial en el tiempo, muchas de las cuales son compatibles. De acuerdo con muchas de estas teorías, el instante siguiente al Big Bang puede desglosarse en los siguientes períodos de tiempo: la Época de Singularidad, la Época de Inflación y la Época de Enfriamiento.

También conocida como la Época de Planck (o Era de Planck), la Época de Singularidad fue el período más temprano conocido del Universo. En este momento, toda la materia se condensaba en un solo punto de densidad infinita y calor extremo. Durante este período, se cree que los efectos cuánticos de la gravedad dominaban las interacciones físicas y que ninguna otra fuerza física tenía la misma fuerza que la gravitación.

Este período de tiempo Planck se extiende desde el punto 0 a aproximadamente 10^-43 segundos, y se llama así porque sólo se puede medir en el tiempo de Planck. Debido al extremo calor y densidad de la materia, el estado del Universo era altamente inestable. Así comenzó a expandirse y enfriarse, llevando a la manifestación de las fuerzas fundamentales de la física. Desde aproximadamente 10^-43 segundos y 10^-36, el Universo comenzó a cruzar las temperaturas de transición.

Es aquí donde se cree que las fuerzas fundamentales que gobiernan el Universo comenzaron a separarse unas de otras. El primer paso en esto fue la fuerza de la gravitación que se separó de las fuerzas del calibrador, que explican las fuerzas nucleares fuertes y débiles y el electromagnetismo. Luego, desde los 10^-36 a los 10^-32 segundos después del Big Bang, la temperatura del Universo fue lo suficientemente baja (1028 K) como para que el electromagnetismo y la fuerza nuclear débil también fueran capaces de separarse.

Con la creación de las primeras fuerzas fundamentales del Universo, comenzó la Época de Inflación, que duró de 10 a 32 segundos en el tiempo de Planck hasta un punto desconocido. La mayoría de los modelos cosmológicos sugieren que el Universo en este punto se llenó homogéneamente con una densidad de alta energía y que las temperaturas y la presión increíblemente altas dieron lugar a una rápida expansión y enfriamiento.

Esto comenzó en 10^-37 segundos, donde la transición de fase que causó la separación de fuerzas también condujo a un período donde el Universo creció exponencialmente. Fue también en este punto en el tiempo que la bararingogénesis ocurrió, que se refiere a un evento hipotético donde las temperaturas eran tan altas que los movimientos aleatorios de partículas ocurrieron a velocidades relativistas.

Como resultado de esto, los pares de partículas y antipartículas de todo tipo estaban siendo continuamente creados y destruidos en colisiones, lo que se cree que ha sido lo que ha llevado al predominio de la materia sobre la antimateria en el Universo actual. Después de que la inflación se detuvo, el Universo estaba formado practicamente en forma de un plasma de quark-gluón, así como todas las otras partículas elementales. A partir de este punto, el Universo comenzó a enfriarse y la materia se unió y formó.

A medida que el Universo continuaba disminuyendo en densidad y temperatura, comenzó la Época de Enfriamiento. Esto se caracterizó por la energía de las partículas decrecientes y las transiciones de fase continuando hasta que las fuerzas fundamentales de la física y las partículas elementales cambiaron en su forma actual. Puesto que las energías de las partículas habrían caído a valores que pueden ser obtenidas por experimentos de física de partículas, este período en adelante está sujeto a menos especulación.

Debido a que las temperaturas no eran lo suficientemente altas para crear nuevos pares de protones-antiprotones (o pares de neutrones-anitneutrones), la aniquilación en masa siguió inmediatamente, dejando sólo uno en 1010 de los protones y neutrones originales y ninguna de sus antipartículas. Un proceso similar ocurrió aproximadamente 1 segundo después del Big Bang para electrones y positrones.

Después de estas aniquilaciones, los protones, neutrones y electrones restantes ya no se movían de forma relativista y la densidad de energía del Universo estaba dominada por fotones y en menor medida por neutrinos. A los pocos minutos de la expansión comenzó el período conocido como nucleosíntesis de Big Bang.

Gracias a las temperaturas que cayerón a 1.000 millones de grados kelvin, las densidades de energía cayerón y fue cuando los neutrones y los protones comenzaron a combinarse para formar el primer deuterio del Universo (un isótopo estable de hidrógeno) y los átomos de helio. Sin embargo, la mayoría de los protones del Universo permanecieron sin combinarse, como núcleos de hidrógeno.

Después de unos 379.000 años, los electrones se combinaron con estos núcleos para formar átomos (de nuevo, principalmente de hidrógeno), mientras que la radiación se desacopló de la materia y continuó expandiéndose a través del espacio, en gran parte sin obstáculos. Ahora se sabe que esta radiación es lo que constituye el Fondo de Microondas Cósmico (CMB), que hoy es la luz más antigua del Universo.

A medida que el CMB se expandió, perdió gradualmente densidad y energía, y actualmente se estima que tiene una temperatura de unos -270,424 ° C y una densidad de energía de 0,25 eV / cm3. El CMB se puede ver en todas las direcciones a una distancia de aproximadamente 13.800 millones de años luz, pero las estimaciones de su distancia real lo sitúan a unos 46.000 millones de años luz del centro del Universo.

EVOLUCIÓN DEL UNIVERSO

A lo largo de los varios mil millones de años que siguieron, las regiones algo más densas de la materia del Universo (que estaba distribuida casi uniformemente) empezaron a atraerse gravitacionalmente entre sí. Por lo tanto, crecieron aún más densas, formando nubes de gas, estrellas, galaxias y otras estructuras astronómicas que hoy observamos regularmente.

Esto es lo que se conoce como la Época de estructuración, ya que fue durante este tiempo que el Universo moderno comenzó a tomar forma.

Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y el tipo de materia en el Universo. El modelo más sugerido es el Lambda-Cold Dark Matter (Lambda-CDM), en el que las partículas de materia oscura se mueven lentamente en comparación con la velocidad de la luz, y es considerado como el modelo estándar de la cosmología Big Bang, ya que se adapta mejor a los datos disponibles .

En este modelo, se calcula que la materia oscura fría representa alrededor del 23% de la materia / energía del Universo, mientras que la materia bariónica representa alrededor del 4,6%. La Lambda se refiere a la Constante Cosmológica, una teoría originalmente propuesta por Albert Einstein que intentó demostrar que el equilibrio de masa-energía en el Universo permanece estático.

En este caso, se asocia con la energía oscura, que sirvió para acelerar la expansión del Universo y mantener su estructura a gran escala en gran medida uniforme. La existencia de la energía oscura se basa en múltiples líneas de evidencia, todas las cuales indican que el Universo está permeado por ella. Sobre la base de las observaciones, se estima que el 73% del Universo se compone de esta energía.

Durante las primeras fases del Universo, cuando toda la materia bariónica estaba más cerca del espacio, la gravedad predominaba. Sin embargo, después de billones de años de expansión, la creciente abundancia de energía oscura lo llevó a comenzar a dominar las interacciones entre galaxias. Esto desencadenó una aceleración, que se conoce como la Época de Aceleración Cósmica.

Este período está sujeto a debate, pero se estima que comenzó alrededor de hace unos 8.800 millones de años después del Big Bang (hace 5.000 millones de años). Los cosmólogos confían tanto en la mecánica cuántica como en la Relatividad General de Einstein para describir el proceso de evolución cósmica que tuvo lugar durante este período y en cualquier momento después de la Época Inflacionaria.

A través de un riguroso proceso de observaciones y modelización, los científicos han determinado que este período evolutivo concuerda con las ecuaciones de campo de Einstein, aunque la verdadera naturaleza de la energía oscura sigue siendo ilusoria. Es más, no hay modelos bien soportados que sean capaces de determinar lo que ocurrió en el Universo antes del período anterior a 10^-15 segundos después del Big Bang.

Sin embargo, los experimentos en curso utilizando el Gran Colisionador de Hadrones (LHC) del CERN buscan recrear las condiciones de energía que habrían existido durante el Big Bang, que también se espera que revele nuevas teorías físicas que van más allá del ámbito del Modelo Estándar.

Cualquier avance en esta área conducirá probablemente a una teoría unificada de la gravitación cuántica, donde los científicos finalmente serán capaces de entender cómo la gravedad interactúa con las otras tres fuerzas fundamentales de la física: el electromagnetismo, la fuerza nuclear débil y la fuerza nuclear fuerte. Esto, a su vez, también nos ayudará a comprender lo que realmente sucedió durante las primeras épocas del Universo.

LA ESTRUCTURA DEL UNIVERSO

El tamaño real, la forma y la estructura a gran escala del Universo ha sido objeto de una investigación en curso. Mientras que la luz más antigua del Universo que se puede observar está a 13.800 millones de años luz de distancia (la CMB), esta no es la extensión real del Universo. Dado que el Universo ha estado en un estado de expansión por mil millones de años, y a velocidades que exceden la velocidad de la luz, el límite real se extiende mucho más allá de lo que podemos ver.

Nuestros modelos cosmológicos actuales indican que el Universo mide unos 91.000 millones de años luz (28.000 millones de parsecs) de diámetro. En otras palabras, el Universo observable se extiende desde nuestro Sistema Solar hasta una distancia de aproximadamente 46.000 millones de años luz en todas las direcciones. Sin embargo, dado que el borde del Universo no es observable, todavía no está claro si el Universo realmente tiene un final…

Dentro del Universo observable, la materia se distribuye de manera muy estructurada. Dentro de las galaxias, podemos encontrar grandes concentraciones, es decir, planetas, estrellas y nebulosas intercaladas con grandes áreas de espacio vacío (es decir, el espacio interplanetario y el medio interestelar).

Las cosas son más o menos iguales a escalas más grandes, con galaxias separadas por volúmenes de espacio llenos de gas y polvo. En la escala más grande, donde existen racimos de galaxias y superacumuladores, podemos observar una red de estructuras a gran escala que consiste en densos filamentos de materia y gigantescos huecos cósmicos.

En términos de su forma, el espacio-tiempo puede existir en una de tres configuraciones posibles: positivamente-curvado, negativamente-curvado y plano. Estas posibilidades se basan en la existencia de al menos cuatro dimensiones del espacio-tiempo (una coordenada x, una coordenada y, una coordenada z y un tiempo) y dependen de la naturaleza de la expansión cósmica y de si el Universo es finito o infinito.

Un Universo positivamente curvado (o cerrado) se asemejaría a una esfera de cuatro dimensiones que sería finita en el espacio y sin borde discernible. Un Universo negativamente curvado (o abierto) se vería como una “silla” de cuatro dimensiones y no tendría fronteras en el espacio ni en el tiempo.

En el escenario anterior, el Universo tendría que dejar de expandirse debido a una sobreabundancia de energía. En el segundo, contendría muy poca energía para dejar de expandirse. En el tercer y último escenario -un Universo plano- existiría una cantidad crítica de energía y su expansión sólo se detendría después de una cantidad infinita de tiempo.

DESTINO DEL UNIVERSO

La hipótesis de que el Universo tuvo un punto de partida naturalmente da lugar a preguntas sobre un posible punto final. Si el Universo comenzó como un pequeño punto de densidad infinita que comenzó a expandirse, ¿significa eso que continuará expandiéndose indefinidamente? ¿O un día se quedará sin fuerza expansiva, y comenzará a retroceder hacia adentro hasta que toda la materia cruja de nuevo en una bola diminuta?

Responder a esta pregunta ha sido un enfoque importante de los cosmólogos desde que comenzó el debate sobre qué modelo del Universo fue el correcto. Con la aceptación de la Teoría del Big Bang, pero antes de la observación de la energía oscura en la década de 1990, los cosmólogos habían llegado a un acuerdo sobre dos escenarios como los resultados más probables para nuestro Universo.

En el primero, comúnmente conocido como el escenario “Big Crunch”, el Universo alcanzará un tamaño máximo y luego comenzará a colapsar sobre sí mismo. Esto sólo será posible si la densidad de masa del Universo es mayor que la densidad crítica. En otras palabras, mientras la densidad de materia permanezca en o por encima de un cierto valor (1-3 × 10^-26 kg de materia por m³), ​​el Universo eventualmente se contraerá.

Alternativamente, si la densidad en el Universo fuera igual o inferior a la densidad crítica, la expansión se ralentizaría pero nunca se detendría. En este escenario, conocido como “Big Freeze”, el Universo continuaría hasta que la formación estelar finalmente cesara con el consumo de todo el gas interestelar en cada galaxia. Mientras tanto, todas las estrellas existentes se quemarían y se convertirían en enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros.

Muy gradualmente, las colisiones entre estos agujeros negros resultarían en la acumulación de masa en agujeros negros cada vez más grandes. La temperatura media del Universo se acercaría al cero absoluto, y los agujeros negros se evaporarían después de emitir el último punto de su radiación Hawking. Finalmente, la entropía del Universo aumentaría hasta el punto en que no se podría extraer ninguna forma organizada de energía (escenarios conocidos como “muerte por calor”).

Las observaciones modernas, que incluyen la existencia de la energía oscura y su influencia en la expansión cósmica, han llevado a la conclusión de que más y más del Universo actualmente visible pasará más allá de nuestro horizonte de eventos (es decir, el CMB, el borde de lo que podemos ver) Y se volverían invisibles para nosotros. El resultado final de esto no se conoce actualmente, pero la “muerte por calor” se considera un punto final probable en este escenario también.

Otras explicaciones de la energía oscura, llamadas teorías de la energía fantasma, sugieren que en última instancia los racimos de galaxias, las estrellas, los planetas, los átomos, los núcleos y la materia misma serán desgarrados por la expansión cada vez mayor. Este escenario es conocido como el “Big Rip”, en el que la expansión del Universo en sí mismo será eventualmente su destrucción.

Hay mucho por explicar sobre el universo y mucho por conocer y quizás gran parte de ello jamas lo conoceremos pero… quien sabe lo que mañana conoceremos sobre todo lo que nos rodea…

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