EL UNIVERSO

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¿Qué es el universo? ¡Esa es una pregunta inmensamente cargada! No importa qué ángulo tome uno para responder esa pregunta, uno podría pasar años respondiendo esa pregunta y apenas rascar la superficie. En términos de tiempo y espacio, es insondablemente grande (y posiblemente incluso infinito) e increíblemente antiguo para los estándares humanos. Describirlo en detalle es, por lo tanto, una tarea monumental. ¡Pero aquí en Space Magazine estamos decididos a intentarlo!

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

Definición:

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

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

Hoy, este término a menudo se usa 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, radiación y materia electromagnética) y las leyes físicas que las unen.

Origen del universo:

El consenso científico actual es que el Universo se expandió desde un punto de alta densidad de materia y energía hace aproximadamente 13.8 mil 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, existe la teoría del estado estable o la teoría del universo oscilante.

Sin embargo, es el más aceptado y popular. Esto se debe al hecho de que la teoría del Big Bang por sí sola puede 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 Cósmico de Microondas 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, posteriormente, átomos simples. Las nubes gigantes de estos elementos primordiales luego se unieron a través de la gravedad para formar estrellas y galaxias.

Todo esto comenzó hace aproximadamente 13.8 mil millones de años, y por lo tanto se considera la edad del Universo. Mediante la prueba de principios teóricos, experimentos con 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 comenzaron con el Big Bang y han llevado al estado actual de evolución cósmica .

Sin embargo, los primeros tiempos del Universo, que duran aproximadamente 10^-43 a 10^-11 segundos después del Big Bang - son objeto de amplias especulaciones. Dado que las leyes de la física tal como las conocemos no podrían haber existido en este momento, es difícil comprender cómo podría haberse gobernado el Universo. Además, los experimentos que pueden crear los tipos de energías involucrados están en su infancia.

Aún así, prevalecen muchas teorías sobre lo que sucedió 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 se puede dividir en los siguientes períodos de tiempo: la época de la singularidad, la época de la inflación y la época de enfriamiento.

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

Este período de tiempo de Planck se extiende desde el punto 0 hasta aproximadamente 10^-43segundos, y se llama así porque solo se puede medir en el tiempo de Planck. Debido al calor extremo y la 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. De aproximadamente 10^-43 segundo 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 gravitación que se separó de las fuerzas de calibre, que explican las fuerzas nucleares fuertes y débiles y el electromagnetismo. Entonces, de 10^-36a 10^-32segundos después del Big Bang, la temperatura del Universo era lo suficientemente baja (10²⁸ K) que el electromagnetismo y la fuerza nuclear débil también pudieron separarse.

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

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

Como resultado de esto, pares de partículas-antipartículas de todo tipo se creaban y destruían continuamente en colisiones, lo que se cree que condujo al predominio de la materia sobre la antimateria en el Universo actual. Después de que se detuvo la inflación, el Universo consistió en un plasma de quarks y gluones, así como todas las demás partículas elementales. A partir de este momento, el Universo comenzó a enfriarse y la materia se fusionó y formó.

A medida que el Universo continuó disminuyendo en densidad y temperatura, comenzó la Época de Enfriamiento. Esto se caracterizó por la disminución de la energía de las partículas y la transición de las fases hasta que las fuerzas fundamentales de la física y las partículas elementales cambiaron a su forma actual. Dado que las energías de partículas habrían caído a valores que pueden obtenerse mediante experimentos de física de partículas, este período en adelante está sujeto a menos especulación.

Por ejemplo, los científicos creen que alrededor de 10^-11 segundos después del Big Bang, las energías de partículas cayeron considerablemente. A las 10^-6 segundos, los quarks y los gluones se combinaron para formar bariones como los protones y los neutrones, y un pequeño exceso de quarks sobre los antiquarks condujo a un pequeño exceso de bariones sobre los antibióticos.

Como las temperaturas no eran lo suficientemente altas como para crear nuevos pares protón-antiprotón (o pares neutrón-anitneutrón), la aniquilación en masa siguió inmediatamente, dejando solo uno de cada 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 manera relativista y la densidad de energía del Universo estaba dominada por fotones y, en menor medida, neutrinos. A los pocos minutos de la expansión, también comenzó el período conocido como nucleosíntesis de Big Bang.

Gracias a que las temperaturas cayeron a mil millones de grados Kelvin y las densidades de energía a aproximadamente el equivalente del aire, los neutrones y protones comenzaron a combinarse para formar el primer deuterio del universo (un isótopo estable de hidrógeno) y átomos de helio. Sin embargo, la mayoría de los protones del Universo permanecieron sin combinar como núcleos de hidrógeno.

Después de aproximadamente 379,000 años, los electrones se combinaron con estos núcleos para formar átomos (nuevamente, principalmente hidrógeno), mientras que la radiación se desacoplaba de la materia y continuaba expandiéndose a través del espacio, en gran medida sin impedimentos. Ahora se sabe que esta radiación es lo que constituye el Fondo Cósmico de Microondas (CMB), que hoy es la luz más antigua del Universo.

A medida que el CMB se expandió, gradualmente perdió densidad y energía, y actualmente se estima que tiene una temperatura de 2.7260 ± 0.0013 K (-270.424 ° C / -454.763 ° F) y una densidad de energía de 0.25 eV / cm³ (o 4.005 × 10^-14 J / m³; 400–500 fotones / cm³) El CMB se puede ver en todas las direcciones a una distancia de aproximadamente 13.8 mil millones de años luz, pero las estimaciones de su distancia real lo ubican a unos 46 mil millones de años luz del centro del Universo.

Evolución del universo:

En el transcurso de los varios miles de millones de años que siguieron, las regiones ligeramente más densas de la materia del Universo (que estaba distribuida de manera casi uniforme) comenzaron a atraerse gravitacionalmente entre sí. Por lo tanto, se volvieron aún más densos, formando nubes de gas, estrellas, galaxias y otras estructuras astronómicas que observamos regularmente hoy.

Esto es lo que se conoce como la Época Estructura, ya que fue durante este tiempo que el Universo moderno comenzó a tomar forma. Esto consistía en materia visible distribuida en estructuras de varios tamaños (es decir, estrellas y planetas a galaxias, cúmulos de galaxias y super cúmulos) donde la materia se concentra, y que están separados por enormes abismos que contienen pocas galaxias.

Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y el tipo de materia en el Universo. La materia oscura fría, la materia oscura cálida, la materia oscura caliente y la materia bariónica son los cuatro tipos sugeridos. Sin embargo, el modelo 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, se considera el modelo estándar de la cosmología del Big Bang, ya que se ajusta mejor a los datos disponibles. .

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

En este caso, está asociado 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 energía oscura se basa en múltiples líneas de evidencia, todas las cuales indican que el Universo está impregnado de ella. Según las observaciones, se estima que el 73% del Universo está formado por esta energía.

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

Cuando comenzó este período está sujeto a debate, pero se estima que comenzó aproximadamente 8,8 mil millones de años después del Big Bang (hace 5 mil 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 observación y modelado, 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. Lo que es más, no hay modelos bien soportados que sean capaces de determinar qué sucedió en el Universo antes del período anterior a 10^-15segundos después del Big Bang.

Sin embargo, los experimentos en curso que utilizan 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 una física que va más allá del ámbito del Modelo Estándar.

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

Estructura del universo:

El tamaño real, la forma y la estructura a gran escala del Universo han sido objeto de investigaciones en curso. Mientras que la luz más antigua del Universo que se puede observar está a 13.8 mil millones de años luz de distancia (CMB), esta no es la extensión real del Universo. Dado que el Universo ha estado en un estado de expansión durante miles de 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 mil millones de años luz (28 mil millones de parsecs) de diámetro. En otras palabras, el Universo observable se extiende hacia afuera desde nuestro Sistema Solar hasta una distancia de aproximadamente 46 mil millones de años luz en todas las direcciones. Sin embargo, dado que el borde del Universo no es observable, aún no está claro si el Universo realmente tiene un borde. Por lo que sabemos, ¡continúa para siempre!

Dentro del Universo observable, la materia se distribuye de manera altamente estructurada. Dentro de las galaxias, esto consiste en 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 muy parecidas a escalas más grandes, con las galaxias separadas por volúmenes de espacio llenos de gas y polvo. En la escala más grande, donde existen cúmulos de galaxias y supercúmulos, tiene una red tenue de estructuras a gran escala que consisten en densos filamentos de materia y gigantescos vacíos cósmicos.

En términos de su forma, el espacio-tiempo puede existir en una de las tres configuraciones posibles: curva positiva, curva negativa y plana. Estas posibilidades se basan en la existencia de al menos cuatro dimensiones de espacio-tiempo (una coordenada x, una coordenada y, una coordenada z y 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 parecería a una esfera de cuatro dimensiones que sería finita en el espacio y sin borde perceptible. Un universo negativamente curvado (o abierto) se vería como una "silla de montar" de cuatro dimensiones y no tendría límites en el espacio o el tiempo.

En el primer escenario, el Universo tendría que dejar de expandirse debido a un exceso de energía. En este último, 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 solo se detendría después de un tiempo infinito.

Destino del universo:

La hipótesis de que el Universo tenía un punto de partida, naturalmente, genera preguntas sobre un posible punto final. Si el Universo comenzó como un pequeño punto de densidad infinita que comenzó a expandirse, ¿eso significa que continuará expandiéndose indefinidamente? ¿O algún día se quedará sin fuerza expansiva y comenzará a retirarse hacia adentro hasta que toda la materia vuelva a formar una pequeña bola?

Responder a esta pregunta ha sido un foco principal de los cosmólogos desde que comenzó el debate sobre qué modelo del Universo era 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 colapsarse sobre sí mismo. Esto solo será posible si la densidad de masa del Universo es mayor que la densidad crítica. En otras palabras, siempre que la densidad de la materia permanezca en o por encima de 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 el "Gran Congelamiento", el Universo continuaría hasta que la formación de estrellas 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 darían lugar a la acumulación de masa en agujeros negros cada vez más grandes. La temperatura promedio del Universo se acercaría al cero absoluto, y los agujeros negros se evaporarían después de emitir la última radiación de Hawking. Finalmente, la entropía del Universo aumentaría hasta el punto en que ninguna forma organizada de energía podría extraerse de él (un escenario conocido como "muerte por calor").

Las observaciones modernas, que incluyen la existencia de 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 hacerse invisible para nosotros. El resultado final de esto no se conoce actualmente, pero la "muerte por calor" también se considera un punto final probable en este escenario.

Otras explicaciones de la energía oscura, llamadas teorías de la energía fantasma, sugieren que, en última instancia, los cúmulos de galaxias, las estrellas, los planetas, los átomos, los núcleos y la materia misma serán destrozados por la expansión cada vez mayor. Este escenario se conoce como el "Big Rip", en el que la expansión del Universo en sí será su ruina.

Historia de estudio:

Estrictamente hablando, los seres humanos han estado contemplando y estudiando la naturaleza del Universo desde tiempos prehistóricos. Como tal, los primeros relatos de cómo surgió el Universo fueron de naturaleza mitológica y se transmitieron oralmente de una generación a la siguiente. En estas historias, el mundo, el espacio, el tiempo y toda la vida comenzaron con un evento de creación, donde un Dios o Dioses fueron responsables de crear todo.

La astronomía también comenzó a surgir como un campo de estudio en la época de los antiguos babilonios. Los sistemas de constelaciones y calendarios astrológicos preparados por eruditos babilonios ya en el segundo milenio antes de Cristo continuarían informando las tradiciones cosmológicas y astrológicas de las culturas durante miles de años.

Por la antigüedad clásica, la noción de un universo que fue dictada por las leyes físicas comenzó a surgir. Entre los eruditos griegos e indios, las explicaciones para la creación comenzaron a ser de naturaleza filosófica, enfatizando la causa y el efecto en lugar de la agencia divina. Los primeros ejemplos incluyen a Tales y Anaximandro, dos eruditos griegos pre-socráticos que argumentaron que todo nació de una forma primordial de materia.

En el siglo V a. C., el filósofo presocrático Empédocles se convirtió en el primer erudito occidental en proponer un universo compuesto por cuatro elementos: tierra, aire, agua y fuego. Esta filosofía se hizo muy popular en los círculos occidentales, y era similar al sistema chino de cinco elementos: metal, madera, agua, fuego y tierra, que surgieron al mismo tiempo.

No fue hasta Demócrito, el filósofo griego del siglo V / IV a. C., que se propuso un universo compuesto de partículas indivisibles (átomos). El filósofo indio Kanada (que vivió en el siglo VI o II a. C.) llevó esta filosofía más allá al proponer que la luz y el calor eran la misma sustancia en formas diferentes. El filósofo budista del siglo V d. C. Dignana llevó esto aún más lejos, al proponer que toda la materia estaba hecha de energía.

La noción de tiempo finito también fue una característica clave de las religiones abrahámicas: judaísmo, cristianismo e islam. Quizás inspirado por el concepto zoroastriano del Día del Juicio, la creencia de que el Universo tenía un principio y un fin continuaría informando los conceptos occidentales de cosmología incluso hasta nuestros días.

Entre el segundo milenio a. C. y el siglo II d. C., la astronomía y la astrología continuaron desarrollándose y evolucionando. Además de monitorear los movimientos apropiados de los planetas y el movimiento de las constelaciones a través del zodíaco, los astrónomos griegos también articularon el modelo geocéntrico del Universo, donde el Sol, los planetas y las estrellas giran alrededor de la Tierra.

Estas tradiciones se describen mejor en el tratado matemático y astronómico CE del siglo II, elAlmagesto, que fue escrito por el astrónomo griego-egipcio Claudio Ptolomeo (también conocido como Ptolomeo). Este tratado y el modelo cosmológico que propuso serían considerados canon por los eruditos medievales europeos e islámicos durante más de mil años.

Sin embargo, incluso antes de la Revolución Científica (ca. 16 a 18 siglos), hubo astrónomos que propusieron un modelo heliocéntrico del Universo, donde la Tierra, los planetas y las estrellas giraban alrededor del Sol. Entre ellos, el astrónomo griego Aristarco de Samos (ca. 310-230 a. C.) y el astrónomo y filósofo helenístico Seleuco de Seleucia (190-150 a. C.).

Durante la Edad Media, los filósofos y eruditos indios, persas y árabes mantuvieron y ampliaron la astronomía clásica. Además de mantener vivas las ideas ptolemaicas y no aristotélicas, también propusieron ideas revolucionarias como la rotación de la Tierra. Algunos estudiosos, como el astrónomo indio Aryabhata y los astrónomos persas Albumasar y Al-Sijzi, incluso versiones avanzadas de un universo heliocéntrico.

Para el siglo XVI, Nicolaus Copernicus propuso el concepto más completo de Universo heliocéntrico resolviendo problemas matemáticos persistentes con la teoría. Sus ideas se expresaron por primera vez en el manuscrito de 40 páginas titulado Commentariolus ("Little Commentary"), que describe un modelo heliocéntrico basado en siete principios generales. Estos siete principios establecieron que:

Los cuerpos celestes no giran en torno a un solo punto.
El centro de la Tierra es el centro de la esfera lunar: la órbita de la luna alrededor de la Tierra; Todas las esferas giran alrededor del Sol, que está cerca del centro del Universo.
La distancia entre la Tierra y el Sol es una fracción insignificante de la distancia de la Tierra y el Sol a las estrellas, por lo que no se observa paralaje en las estrellas.
Las estrellas son inamovibles: su movimiento diario aparente es causado por la rotación diaria de la Tierra
La Tierra se mueve en una esfera alrededor del Sol, causando la aparente migración anual del Sol.
La tierra tiene más de un movimiento
El movimiento orbital de la Tierra alrededor del Sol provoca el aparente reverso en la dirección de los movimientos de los planetas.

Un tratamiento más completo de sus ideas fue lanzado en 1532, cuando Copérnico completó su obra magna: De revolutionibus orbium coelestium (Sobre las revoluciones de las esferas celestiales). En él, presentó sus siete argumentos principales, pero en forma más detallada y con cálculos detallados para respaldarlos. Debido a los temores de persecución y reacción violenta, este volumen no fue lanzado hasta su muerte en 1542.

Sus ideas serían refinadas por los matemáticos, astrónomos e inventores del siglo XVI / XVII Galileo Galilei. Usando un telescopio de su propia creación, Galileo haría observaciones grabadas de la Luna, el Sol y Júpiter que demostraron fallas en el modelo geocéntrico del Universo y al mismo tiempo mostraban la consistencia interna del modelo copernicano.

Sus observaciones fueron publicadas en varios volúmenes diferentes a principios del siglo XVII. Sus observaciones de la superficie en cráteres de la Luna y sus observaciones de Júpiter y sus lunas más grandes se detallaron en 1610 con su Sidereus Nuncius (El mensajero estrellado) mientras que sus observaciones eran manchas solares, se describieron en En las manchas observadas en el sol (1610).

Galileo también registró sus observaciones sobre la Vía Láctea en el Mensajero estrellado, que anteriormente se creía que era nebuloso. En cambio, Galileo descubrió que era una multitud de estrellas empaquetadas tan densamente juntas que parecía desde la distancia parecer nubes, pero que en realidad eran estrellas que estaban mucho más lejos de lo que se pensaba.

En 1632, Galileo finalmente se dirigió al "Gran Debate" en su tratadoDiálogo sopra i due massimi sistemi del mondo (Diálogo sobre los dos principales sistemas mundiales), en el que abogó por el modelo heliocéntrico sobre el geocéntrico. Usando sus propias observaciones telescópicas, física moderna y lógica rigurosa, los argumentos de Galileo socavaron efectivamente la base del sistema de Aristóteles y Ptolomeo para una audiencia creciente y receptiva.

Johannes Kepler avanzó el modelo aún más con su teoría de las órbitas elípticas de los planetas. Combinado con tablas precisas que predijeron las posiciones de los planetas, el modelo copernicano fue probado de manera efectiva. Desde mediados del siglo XVII en adelante, había pocos astrónomos que no fueran copernicanos.

La siguiente gran contribución vino de Sir Isaac Newton (1642/43 - 1727), quien trabaja con las Leyes de Movimiento Planetario de Kepler lo llevó a desarrollar su teoría de la Gravitación Universal. En 1687, publicó su famoso tratado. Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica ("Principios matemáticos de la filosofía natural"), que detalla sus Tres leyes del movimiento. Estas leyes establecieron que:

Cuando se ve en un marco de referencia inercial, un objeto permanece en reposo o continúa moviéndose a una velocidad constante, a menos que una fuerza externa actúe sobre él.
La suma vectorial de las fuerzas externas (F) en un objeto es igual a la masa (metro) de ese objeto multiplicado por el vector de aceleración (a) del objeto. En forma matemática, esto se expresa como: F =metrouna
Cuando un cuerpo ejerce una fuerza sobre un segundo cuerpo, el segundo cuerpo ejerce simultáneamente una fuerza de igual magnitud y dirección opuesta sobre el primer cuerpo.

Juntas, estas leyes describen la relación entre cualquier objeto, las fuerzas que actúan sobre él y el movimiento resultante, sentando así las bases para la mecánica clásica. Las leyes también le permitieron a Newton calcular la masa de cada planeta, calcular el aplanamiento de la Tierra en los polos y la protuberancia en el ecuador, y cómo la atracción gravitacional del Sol y la Luna crea las mareas de la Tierra.

Su método de análisis geométrico similar al cálculo también fue capaz de explicar la velocidad del sonido en el aire (basado en la Ley de Boyle), la precesión de los equinoccios, que mostró que eran el resultado de la atracción gravitacional de la Luna hacia la Tierra, y determinar Las órbitas de los cometas. Este volumen tendría un profundo efecto en las ciencias, con sus principios siendo canon durante los siguientes 200 años.

Otro descubrimiento importante tuvo lugar en 1755, cuando Immanuel Kant propuso que la Vía Láctea era una gran colección de estrellas unidas por la gravedad mutua. Al igual que el Sistema Solar, esta colección de estrellas rotaría y se aplanaría como un disco, con el Sistema Solar incrustado dentro de ella.

El astrónomo William Herschel intentó trazar la forma de la Vía Láctea en 1785, pero no se dio cuenta de que grandes porciones de la galaxia están oscurecidas por el gas y el polvo, lo que oculta su verdadera forma. El siguiente gran salto en el estudio del Universo y las leyes que lo gobiernan no llegó hasta el siglo XX, con el desarrollo de las teorías de la relatividad especial y general de Einstein.

Las innovadoras teorías de Einstein sobre el espacio y el tiempo (resumidas simplemente como E = mc²) fueron en parte el resultado de sus intentos de resolver las leyes de mecánica de Newton con las leyes del electromagnetismo (como se caracteriza por las ecuaciones de Maxwell y la ley de fuerza de Lorentz). Eventualmente, Einstein resolvería la inconsistencia entre estos dos campos al proponer Relatividad Especial en su artículo de 1905, "Sobre la electrodinámica de los cuerpos en movimiento“.

Básicamente, esta teoría afirma que la velocidad de la luz es la misma en todos los marcos de referencia inerciales. Esto rompió con el consenso previamente sostenido de que la luz que viaja a través de un medio en movimiento sería arrastrada por ese medio, lo que significa que la velocidad de la luz es la suma de su velocidad mediante un medio más la velocidad de ese medio Esta teoría condujo a múltiples problemas que resultaron insuperables antes de la teoría de Einstein.

La relatividad especial no solo concilió las ecuaciones de Maxwell para electricidad y magnetismo con las leyes de la mecánica, sino que también simplificó los cálculos matemáticos al eliminar las explicaciones extrañas utilizadas por otros científicos. También hizo que la existencia de un medio fuera completamente superflua, de acuerdo con la velocidad de la luz observada directamente, y explicaba las aberraciones observadas.

Entre 1907 y 1911, Einstein comenzó a considerar cómo se podría aplicar la Relatividad Especial a los campos de gravedad, lo que se conocería como la Teoría de la Relatividad General. Esto culminó en 1911 con las publicaciones de "Sobre la influencia de la gravitación en la propagación de la luz", En el que predijo que el tiempo es relativo al observador y depende de su posición dentro de un campo de gravedad.

También adelantó lo que se conoce como el Principio de Equivalencia, que establece que la masa gravitacional es idéntica a la masa inercial. Einstein también predijo el fenómeno de la dilatación del tiempo gravitacional, donde dos observadores situados a diferentes distancias de una masa gravitante perciben una diferencia en la cantidad de tiempo entre dos eventos. Otra consecuencia importante de sus teorías fue la existencia de agujeros negros y un universo en expansión.

En 1915, unos meses después de que Einstein publicara su Teoría de la relatividad general, el físico y astrónomo alemán Karl Schwarzschild encontró una solución para las ecuaciones de campo de Einstein que describían el campo gravitacional de un punto y una masa esférica. Esta solución, ahora llamada radio de Schwarzschild, describe un punto donde la masa de una esfera está tan comprimida que la velocidad de escape de la superficie sería igual a la velocidad de la luz.

En 1931, el astrofísico indio-estadounidense Subrahmanyan Chandrasekhar calculó, utilizando la Relatividad Especial, que un cuerpo no rotativo de materia degenerada de electrones por encima de cierta masa limitante colapsaría sobre sí mismo. En 1939, Robert Oppenheimer y otros coincidieron con el análisis de Chandrasekhar, alegando que las estrellas de neutrones por encima de un límite prescrito colapsarían en agujeros negros.

Otra consecuencia de la Relatividad General fue la predicción de que el Universo estaba en un estado de expansión o contracción. En 1929, Edwin Hubble confirmó que el primero era el caso. At the time, this appeared to disprove Einstein’s theory of a Cosmological Constant, which was a force which “held back gravity” to ensure that the distribution of matter in the Universe remained uniform over time.

To this, Edwin Hubble demonstrated using redshift measurements that galaxies were moving away from the Milky Way. What’s more, he showed that the galaxies that were farther from Earth appeared to be receding faster – a phenomena that would come to be known as Hubble’s Law. Hubble attempted to constrain the value of the expansion factor – which he estimated at 500 km/sec per Megaparsec of space (which has since been revised).

And then in 1931, Georges Lemaitre, a Belgian physicist and Roman Catholic priest, articulated an idea that would give rise to the Big Bang Theory. After confirming independently that the Universe was in a state of expansion, he suggested that the current expansion of the Universe meant that the father back in time one went, the smaller the Universe would be.

In other words, at some point in the past, the entire mass of the Universe would have been concentrated on a single point. These discoveries triggered a debate between physicists throughout the 1920s and 30s, with the majority advocating that the Universe was in a steady state (i.e. the Steady State Theory). In this model, new matter is continuously created as the Universe expands, thus preserving the uniformity and density of matter over time.

After World War II, the debate came to a head between proponents of the Steady State Model and proponents of the Big Bang Theory – which was growing in popularity. Eventually, the observational evidence began to favor the Big Bang over the Steady State, which included the discovery and confirmation of the CMB in 1965. Since that time, astronomers and cosmologists have sought to resolve theoretical problems arising from this model.

In the 1960s, for example, Dark Matter (originally proposed in 1932 by Jan Oort) was proposed as an explanation for the apparent “missing mass” of the Universe. In addition, papers submitted by Stephen Hawking and other physicists showed that singularities were an inevitable initial condition of general relativity and a Big Bang model of cosmology.

In 1981, physicist Alan Guth theorized a period of rapid cosmic expansion (aka. the “Inflation” Epoch) that resolved other theoretical problems. The 1990s also saw the rise of Dark Energy as an attempt to resolve outstanding issues in cosmology. In addition to providing an explanation as to the Universe’s missing mass (along with Dark Matter) it also provided an explanation as to why the Universe is still accelerating, and offered a resolution to Einstein’s Cosmological Constant.

Significant progress has been made in our study of the Universe thanks to advances in telescopes, satellites, and computer simulations. These have allowed astronomers and cosmologists to see farther into the Universe (and hence, farther back in time). This has in turn helped them to gain a better understanding of its true age, and make more precise calculations of its matter-energy density.

The introduction of space telescopes – such as the Cosmic Background Explorer (COBE), the Hubble Space Telescope, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) and the Planck Observatory – has also been of immeasurable value. These have not only allowed for deeper views of the cosmos, but allowed astronomers to test theoretical models to observations.

For example, in June of 2016, NASA announced findings that indicate that the Universe is expanding even faster than previously thought. Based on new data provided by the Hubble Space Telescope (which was then compared to data from the WMAP and the Planck Observatory) it appeared that the Hubble Constant was 5% to 9% greater than expected.

Next-generation telescopes like the James Webb Space Telescope (JWST) and ground-based telescopes like the Extremely Large Telescope (ELT) are also expected to allow for additional breakthroughs in our understanding of the Universe in the coming years and decades.

Without a doubt, the Universe is beyond the reckoning of our minds. Our best estimates say hat it is unfathomably vast, but for all we know, it could very well extend to infinity. What’s more, its age in almost impossible to contemplate in strictly human terms. In the end, our understanding of it is nothing less than the result of thousands of years of constant and progressive study.

And in spite of that, we’ve only really begun to scratch the surface of the grand enigma that it is the Universe. Perhaps some day we will be able to see to the edge of it (assuming it has one) and be able to resolve the most fundamental questions about how all things in the Universe interact. Until that time, all we can do is measure what we don’t know by what we do, and keep exploring!

To speed you on your way, here is a list of topics we hope you will enjoy and that will answer your questions. Good luck with your exploration!