Cosmoloxía física

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Plantía:Cosmoloxía La cosmoloxía física, ye la caña de la astrofísica, qu'estudia la estructura a gran escala y la dinámica del Universu. En particular, trata de responder les entrugues avera del orixe, la evolución y el destín del Universu.

La cosmoloxía física, tal que s'entiende anguaño, empieza nel sieglu XX col desenvolvimientu de la Teoría xeneral de la relatividá de Albert Einstein y la meyora nes observaciones astronómiques d'oxetos desaxeradamente distantes. Estes meyores fixeron posible pasar de la especulación a la busca científica de los oríxenes del universu y dexó a los científicos establecer la Teoría del Big Bang que se convirtió nel modelu estándar mayoritariamente aceptáu polos cosmólogos por cuenta del ampliu rangu de fenómenos que toma y a les evidencies observacionales que lo sofiten, anque inda esiste una minoría d'investigadores que presenten otros puntos de vista basaos en dalgún de los modelos cosmolóxicos alternativos.

La cosmoloxía física trata d'entender les grandes estructures del universu nel presente como les galaxes, agrupaciones galáctiques y supercúmulos, utilizar los oxetos más distantes y enerxéticos (cuásares, supernoves y GRBs) pa entender la evolución del universu y estudiar los fenómenos asocedíos nel universu primixeniu cerca de la singularidá inicial (inflación cósmica, nucleosíntesis primordial y radiación de fondu de microondes).

Historia de la física cosmolóxica[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Cronoloxía de la cosmoloxía

La cosmoloxía física desenvolvióse como ciencia mientres la primer metá del sieglu XX de resultes de los acontecimientos detallaos de siguío:

Árees d'estudiu[editar | editar la fonte]

Debaxo descríbense dalgunes de les árees más actives d'investigación en cosmoloxía, n'orde cronolóxicu. Estes nun inclúin tou sobre la cosmoloxía del Big Bang, que se presenta na cronoloxía del Big Bang

Nucleosíntesis del Big Bang[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Nucleosíntesis primordial

La Nucleosíntesis del Big Bang ye la teoría de la formación de los elementos nel Universu primixeniu. Acaba cuando l'Universu tien tres minutos d'edá y la so temperatura cai lo suficiente como por que cese la fusión nuclear. Esti tiempu nel qu'asocedió la nucleosíntesis del big bang foi tan curtiu, que namái se producieron los elementos más llixeros, a diferencia de la nucleosíntesis estelar. Empezando dende los iones de hidróxenu (protones), producióse principalmente deuteriu, heliu y litiu. Los otros elementos producir en namái pequeñes cantidaes. Ente que la teoría básica de la nucleosíntesis foi aceptada mientres décades (foi desenvuelta por George Gamow, Ralph Asher Alpher y Robert Herman). ye una prueba física desaxeradamente delicada del big bang na actualidá, una y bones la teoría de la nucleosíntesis conecta la bayura de los elementos llixeros primordiales coles característiques del Universu primixeniu. Específicamente, puede utilizase pa comprobar el principiu d'equivalencia, la materia escuro y la física del neutrín. Dellos cosmólogos propunxeron que la nucleosíntesis del big bang suxure la esistencia de cuatro especies "estériles" de neutrín.

Radiación de fondu de microondes[editar | editar la fonte]

El fondu cósmicu de microondes ye la radiación sobrante del desacople, cuando los átomos formar por primer vegada, y la radiación producida nel Big Bang parada pola espardimientu de Thomson d'iones cargaos. La radiación reparada per primer vegada en 1965 por Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson, tenía un espectru de cuerpu negru térmicu perfectu. Tien una temperatura de 2.7 kelvins y ye anisótropo nuna parte de 105. La Teoría perturbacional cosmolóxica, que describe la evolución de llixeres inhomogeneidades nel universu primixeniu, dexó a los cosmólogos calcular de manera precisa la densidá espectral angular de la radiación y foi midida polos recién satélites d'esperimentación (COBE y WMAP) y munchos asuntos y esperimentos basaos en globos (como'l DASI, el CBI y el Esperimento BUMERÁN). Unu de los oxetivos d'estos esfuezos ye midir los parámetros del Modelu Lambda-CDM con una medría de precisión, según comprobar les predicciones del modelu del Big Bang y les busques de los nuevos físicos. Les recién midíes feches por WMAP, por casu, acutaron la masa del neutrín.

Los nuevos esperimentos, como los del Telescopiu Cosmolóxicu de Atacama tán intentando midir la polarización del fondu cósmicu de microondes, que va apurrir más confirmaciones de la teoría según información sobre la inflación cósmica y les conocíes como anisotropías secundaries, como'l efeutu Siunyáiev-Zeldóvich y el efeutu Sachs-Wolfe, que son causaos pola interacción ente galaxes y agrupaciones galáctiques col fondu cósmicu de microondes.

Formación y evolución d'estructures a gran escala[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Formación estructural

Entendiendo la formación y evolución de les estructures más grandes y primixenies (p.ej. cuásares, galaxes, agrupaciones galáctiques y supercúmulos) ye unu de los mayores esfuercios en cosmoloxía. Los cosmólogos estudien un modelu de formación xerárquica estructural nel que les estructures formar dende'l fondu, con pequeños oxetos primeru, dempués con grandes oxetos, como los supercúmulos siguen formándose. El camín más senciellu pa estudiar la estructura del Universu ye reparar les galaxes visibles, pa constuir un dibuxu tri-dimensional de les galaxes nel Universu y midir la densidá espectral de materia. Esta ye l'aproximamientu del Sloan Dixital Sky Survey y del 2dF Galaxy Redshift Survey.

Una ferramienta importante para entienden la formación estructural son les simulaciones, que los cosmólogos utilicen pa estudiar les sumes gravitacionales de materia nel Universu, como s'arrexunten en filamentos, supercúmulos y vacíos. Munches simulaciones contienen namái materia escuro fría non bariónica, que tendría de ser abonda pa entender l'Universu nes escales más grandes, yá que hai muncha más materia escura nel Universu que materia visible bariónica. Munches simulaciones avanzaes tán empezando a incluyir bariones y estudiar la formación de galaxes individuales. Los cosmólogos estudien estes simulaciones pa ver si concuerden coles sos investigaciones y entienden cualquier discrepancia.

Otres técniques complementaries van dexar a los cosmólogos midir la distribución de materia nel Universu distante y probar la reionización. Estes técniques son:

  • El monte Lyman-alfa, que dexa a los cosmólogos midir la distribución d'un átomu de gas hidróxenu neutru nel universu primixeniu, midiendo l'absorción de lluz dende cuásares distantes debíu al gas.
  • La llinia de adsorción de 21 centímetros d'átomos d'hidróxenos neutros tamién apurre una prueba sensible en cosmoloxía.
  • Lentes débiles, la distorsión d'una imaxe distante por lentes gravitacionales por cuenta de la materia escuro.

Esto va ayudar a los cosmólogos a decidir la entruga de cuando se formó'l primera cuásar.

Materia escuro[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Materia escuro

Les pruebes de la nucleosíntesis Big Bang, la radiación de fondu de microondes y les formaciones estructurales suxuren qu'el 23 % de la masa del Universu consiste en materia escuro non bariónica, onde namái'l 4 % ye materia bariónica visible. Los efectos gravitacionales de la materia escuro tán bien entendíos, yá que se porta como'l polvu frío non radiactivu que se forma alredor d'halos alredor de galaxes. La materia escuro nunca foi detectada en llaboratoriu: la naturaleza de la física de partícules de la materia escuro ye dafechu desconocida. Sicasí, hai dellos candidatos, como una partícula supersimétrica, una WIMP, un axión, un MACHU o inclusive un cambéu de la gravedá con pequeñes aceleraciones (MOND) o un efeutu de la cosmoloxía de branas.

La física nel centru de les galaxes (ver Galaxa activa y Furacu negru supermasivo) puede dar delles pistes sobre la naturaleza de la materia escuro.

Enerxía escura[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Enerxía escura

Si l'Universu fuera planu, tendría qu'haber un componente adicional formando'l 73% (amás del 23% de materia escuro y el 4% de bariónica) de la densidá del universu. Esti componente ye llamáu enerxía escura. Pa nun interferir cola nucleosíntesis del Big Bang y la radiación de fondu de microondes, nun puede arrexuntase en halos como los bariones y la materia escuro. Hai fuertes pruebes observacionales pa la enerxía escura, como la masa total del Universu ye conocida y mídese que ye planu, pero la suma de materia arrexuntada ye midida ajustadamente y ye enforma menor qu'esta. El casu de la enerxía escura foi reforzáu en 1999, cuando les midíes demostraron que la espansión del Universu taba acelerando, más rápidu que mientres la inflación cósmica.

Sicasí, amás de la so densidá y les sos propiedaes d'agrupación, nada se conoz sobre la enerxía escura. La teoría cuántica de campos prediz una constante cosmolóxica xuntu cola enerxía escura, pero 120 ordes de magnitú más grande. Steven Weinberg y dellos teóricos de cuerdes (ver paisaxe de cuerdes) usaron esta prueba pal principiu antrópico, que suxure que la constante cosmolóxica ye tan pequeña porque la vida (y de esta manera les físiques que faen observaciones) nun pueden esistir nun Universu con una gran constante cosmolóxica, pero muncha xente atopa qu'esta ye una esplicación insatisfactoria. Otres posibles esplicaciones pa la enerxía escura son la quintaesencia o un cambéu de la gravedá n'escales grandes. L'efeutu en cosmoloxía de la enerxía escura qu'estos modelos describen ye dada pola ecuación d'estáu de la enerxía escura, que varia dependiendo de la teoría.La naturaleza de la enerxía escura ye unu de los problemes más griespos en cosmoloxía.

Una meyor comprensión de la enerxía escura ye como resolver el problema del destín últimu del Universu. Na dómina cosmolóxica actual, la espansión acelerada debida a la enerxía escura previen la formación d'estructures más grandes que los supercúmulos. Nun ye conocíu si l'aceleración va siguir indefinidamente, seique inclusive amontándose y causando un Big Rip o si eventualmente va revertise.

Otres árees d'investigación[editar | editar la fonte]

Los cosmólogos tamién estudien:

Cosmoloxía física alternativa[editar | editar la fonte]

Entender por cosmoloxía alternativa toes aquelles teoríes, modelos o idees cosmolóxiques que contradicen el modelu estándar de cosmoloxía:

Referencies[editar | editar la fonte]

Llectures populares[editar | editar la fonte]

Llibros de testu[editar | editar la fonte]

  • Cheng, Ta-Pei (2005). Relativity, Gravitation and Cosmology: a Basic Introduction. OUP. ISBN 0-19-852957-0. La cosmoloxía ye introducida nel marcu de la relatividá xeneral, pero ensin los tensores al completu, que son presentaos na última parte del llibru.
  • Scott Dodelson (2003). Modern Cosmology. Academic Press. ISBN 0-12-219141-2. Publicáu poco primero de les resultaos del WMAP, este ye'l llibru de testu introductoriu más modernu.
  • Edward Harrison (2000). Cosmology: the science of the universe. Cambridge University Press. ISBN 0-521-66148-X. Un llibru de testu con poques matemátiques.
  • Marc Kutner (2003). Astronomy: A Physical Perspective. Cambridge University Press. ISBN 0-521-52927-1. Un llibru de testu d'introducción a l'astronomía.
  • Edward Kolb y Michael Turner (1988). The Early Universe. Addison-Wesley. ISBN 0-201-11604-9. Clásicu de referencia pa los cosmólogos.
  • Andrew Liddle (2003). An Introduction to Modern Cosmology. John Wiley. ISBN 0-470-84835-9. Una introducción a la cosmoloxía ensin relatividá xeneral.
  • Andrew Liddle y David Lyth (2000). Cosmological Inflation and Large-Scale Structure. Cambridge. ISBN 0-521-57598-2. Una introducción a la cosmoloxía con un discutiniu sobre inflación.
  • Viatcheslav Mukhanov (2005). Physical Foundations of Cosmology. Cambridge University Press. ISBN 0-521-56398-4.
  • Padmanabhan, T. (1993). Structure formation in the universe. Cambridge University Press. ISBN 0-521-42486-0. Describe la formación d'estructures de gran escala en detalle.
  • John Peacock (1998). Cosmological Physics. Cambridge University Press. ISBN 0-521-42270-1. Una introducción con más fondu en relatividá xeneral y teoría cuántica qu'otros.
  • P. J. Y. Peebles (1993). Principles of Physical Cosmology. Princeton University Press. ISBN 0-691-01933-9. El llibru de Peebles tien un gran enfoque históricu.
  • P. J. Y. Peebles (1980). The Large-Scale Structure of the Universe. Princeton University Press. ISBN 0-691-08240-5. El trabayu clásicu n'estructures de gran escalasobremanera'l discutiniu de les funciones de correlación.
  • Martin Rees (2002). New Perspectives in Astrophysical Cosmology. Cambridge University Press. ISBN 0-521-64544-1.
  • Steven Weinberg (1971). Gravitation and Cosmology. John Wiley. ISBN 0-471-92567-5. Un llibru antiguu, pero sigue siendo una referencia estándar pa un montón de formalismos matemáticos.

Enllaces esternos[editar | editar la fonte]

Grupos[editar | editar la fonte]

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Páxines personales[editar | editar la fonte]

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