1. Universo
El universo es la totalidad del espacio y del tiempo, de todas las formas de lamateria, la energía y el impulso, las
leyes y constantes físicas que las gobiernan. Sin embargo, el término universo puede ser utilizado en sentidos
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contextuales ligeramente diferentes, para referirse a conceptos como elcosmos, el mundo o la naturaleza.
Observaciones astronómicas indican que el universo tiene una edad de 13,73 ± 0,12 millardos de años y por lo
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menos 93.000 millones de años luz de extensión. El evento que se cree que dio inicio al universo se denomina Big
Bang. En aquel instante toda la materia y la energía del universo observable estaba concentrada en un punto
de densidad infinita. Después del Big Bang, el universo comenzó a expandirse para llegar a su condición actual, y
continúa haciéndolo.
Debido a que, según la teoría de la relatividad especial, la materia no puede moverse a una velocidad superior a
la velocidad de la luz, puede parecer paradójico que dos objetos del universo puedan haberse separado 93 mil
millones de años luz en un tiempo de únicamente 13 mil millones de años; sin embargo, esta separación no entra en
conflicto con la teoría de la relatividad general, ya que ésta sólo afecta al movimiento en el espacio, pero no al
espacio mismo, que puede extenderse a un ritmo superior, no limitado por la velocidad de la luz. Por lo tanto,
dos galaxias pueden separarse una de la otra más rápidamente que la velocidad de la luz si es el espacio entre ellas
el que se dilata.
Mediciones sobre la distribución espacial y el desplazamiento hacia el rojo (redshift) de galaxias distantes,
la radiación cósmica de fondo de microondas, y los porcentajes relativos de los elementos químicos más ligeros,
apoyan la teoría de la expansión del espacio, y más en general, la teoría del Big Bang, que propone que el universo
en sí se creó en un momento específico en el pasado.
Observaciones recientes han demostrado que esta expansión se está acelerando, y que la mayor parte de la materia
y la energía en el universo es fundamentalmente diferente de la observada en la Tierra, y no es directamente
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observable (véanse materia oscura y energía oscura). La imprecisión de las observaciones actuales ha limitado las
predicciones sobre el destino final del universo.
Los experimentos sugieren que el universo se ha regido por las mismas leyes físicas, constantes a lo largo de su
extensión e historia. La fuerza dominante en distancias cósmicas es la gravedad, y la relatividad general es
actualmente la teoría más exacta para describirla. Las otras tres fuerzas fundamentales, y las partículas en las que
actúan, son descritas por elModelo Estándar. El universo tiene por lo menos tres dimensiones de espacio y una de
tiempo, aunque experimentalmente no se pueden descartar dimensiones adicionales muy pequeñas. El espacio-
tiempo parece estar conectado de forma sencilla, y el espacio tiene una curvatura media muy pequeña o incluso
nula, de manera que la geometría euclidiana es, como norma general, exacta en todo el universo.
La ciencia modeliza el universo como un sistema cerrado que contiene energía y materia adscritas al espacio-
tiempo y que se rige fundamentalmente por principios causales.
Basándose en observaciones del universo observable, los físicos intentan describir el continuo espacio-tiempo en
que nos encontramos, junto con toda la materia y energía existentes en él. Su estudio, en las mayores escalas, es el
objeto de lacosmología, disciplina basada en la astronomía y la física, en la cual se describen todos los aspectos de
este universo con sus fenómenos.

2. La teoría actualmente más aceptada sobre la formación del universo, dada por el belga valón Lemaître, es el modelo
del Big Bang, que describe la expansión del espacio-tiempo a partir de una singularidad espaciotemporal. El
universo experimentó un rápido periodo de inflación cósmica que arrasó todas las irregularidades iniciales. A partir
de entonces el universo se expandió y se convirtió en estable, más frío y menos denso. Las variaciones menores en
la distribución de la masa dieron como resultado la segregación fractal en porciones, que se encuentran en el
universo actual como cúmulos de galaxias.
En cuanto a su destino final, las pruebas actuales parecen apoyar las teorías de la expansión permanente del
universo (Big Freeze ó Big Rip), aunque otras afirman que la materia oscura podría ejercer la fuerza de gravedad
suficiente para detener la expansión y hacer que toda la materia se comprima nuevamente; algo a lo que los
científicos denominan el Big Crunch o la Gran Implosión.
Porción observable
Artículo principal: Universo observable
Los cosmólogos teóricos y astrofísicos utilizan de manera diferente el término universo, designando bien el sistema
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completo o únicamente una parte de él. Según el convenio de los cosmólogos, el término universo se refiere
frecuentemente a la parte finita del espacio-tiempo que es directamente observable utilizando telescopios, otros
detectores, y métodos físicos, teóricos y empíricos para estudiar los componentes básicos del universo y sus
interacciones. Los físicos cosmólogos asumen que la parte observable del espacio comóvil (también llamado nuestro
universo) corresponde a una parte de un modelo del espacio entero y normalmente no es el espacio entero.
Frecuentemente se utiliza el término el universo como ambas: la parte observable del espacio-tiempo, o el espacio-
tiempo entero.
Algunos cosmólogos creen que el universo observable es una parte extremadamente pequeña del universo «entero»
realmente existente, y que es imposible observar todo el espacio comóvil. En la actualidad se desconoce si esto es
correcto, ya que de acuerdo a los estudios de la forma del universo, es posible que el universo observable esté cerca
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de tener el mismo tamaño que todo el espacio. La pregunta sigue debatiéndose. Si una versión del escenario de
la inflación cósmica es correcta, entonces aparentemente no habría manera de determinar si el universo es finito
o infinito. En el caso del universo observable, éste puede ser solo una mínima porción del universo existente, y por
consiguiente puede ser imposible saber realmente si el universo está siendo completamente observado.
Evolución
Teoría sobre el origen y la formación del Universo (Big Bang)
Artículo principal: Teoría del Big Bang
El hecho de que el universo esté en expansión se deriva de las observaciones del corrimiento al rojo realizadas en la
década de 1920 y que se cuantifican por la ley de Hubble. Dichas observaciones son la predicción experimental
del modelo de Friedmann-Robertson-Walker, que es una solución de las ecuaciones de campo de Einstein de
la relatividad general, que predicen el inicio del universo mediante un big bang.
El "corrimiento al rojo" es un fenómeno observado por los astrónomos, que muestra una relación directa entre la
distancia de un objeto remoto (como una galaxia) y la velocidad con la que éste se aleja. Si esta expansión ha sido
continua a lo largo de la vida del universo, entonces en el pasado estos objetos distantes que siguen alejándose
tuvieron que estar una vez juntos. Esta idea da pie a la teoría del Big Bang; el modelo dominante en la cosmología
actual.
Durante la era más temprana del Big Bang, se cree que el universo era un caliente y denso plasma. Según avanzó la
expansión, la temperatura decreció hasta el punto en que se pudieron formar los átomos. En aquella época, la
energía de fondo se desacopló de la materia y fue libre de viajar a través del espacio. La energía remanente
continuó enfriándose al expandirse el universo y hoy forma el fondo cósmico de microondas. Esta radiación de fondo

3. es remarcablemente uniforme en todas direcciones, circunstancia que los cosmólogos han intentado explicar como
reflejo de un periodo temprano deinflación cósmica después del Big Bang.
El examen de las pequeñas variaciones en el fondo de radiación de microondas proporciona información sobre la
naturaleza del universo, incluyendo la edad y composición. La edad del universo desde el Big Bang, de acuerdo a la
información actual proporcionada por el WMAP de la NASA, se estima en unos 13.700 millones de años, con un
margen de error de un 1% (137 millones de años). Otros métodos de estimación ofrecen diferentes rangos de edad,
desde 11.000 millones a 20.000 millones.
Sopa Primigenia
Hasta hace poco, la primera centésima de segundo era más bien un misterio, impidiendo los científicos describir
exactamente cómo era el universo. Los nuevos experimentos en el RHIC, en el Brookhaven National Laboratory, han
proporcionado a los físicos una luz en esta cortina de alta energía, de tal manera que pueden observar directamente
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los tipos de comportamiento que pueden haber tomado lugar en ese instante.
En estas energías, los quarks que componen los protones y los neutrones no estaban juntos, y una mezcla densa
supercaliente de quarks y gluones, con algunos electrones, era todo lo que podía existir en los microsegundos
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anteriores a que se enfriaran lo suficiente para formar el tipo de partículas de materia que observamos hoy en día.
Protogalaxias
Artículo principal: Protogalaxia
Los rápidos avances acerca de lo que pasó después de la existencia de la materia aportan mucha información sobre
la formación de las galaxias. Se cree que las primeras galaxias eran débiles "galaxias enanas" que emitían tanta
radiación que separarían los átomos gaseosos de sus electrones. Este gas, a su vez, se estaba calentando y
expandiendo, y tenía la posibilidad de obtener la masa necesaria para formar las grandes galaxias que conocemos
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hoy.
Destino Final
Artículo principal: Destino último del Universo
El destino final del universo tiene diversos modelos que explican lo que sucederá en función de diversos parámetros
y observaciones. A continuación se explican los modelos fundamentales más aceptados:
Big Crunch o la Gran Implosión
Artículo principal: Big Crunch
Es posible que el inmenso aro que rodeaba a las galaxias sea una forma de materia que resulta invisible desde
[cita requerida]
la Tierra. Esta materia oscura tal vez constituya el 99% de todo lo que hay en el universo.
Si el universo es suficientemente denso, es posible que la fuerza gravitatoria de toda esa materia pueda finalmente
detener la expansión inicial, de tal manera que el universo volvería a contraerse, las galaxias empezarían a
retroceder, y con el tiempo colisionarían entre sí. La temperatura se elevaría, y el universo se precipitaría hacia un
destino catastrófico en el que quedaría reducido nuevamente a un punto.
Algunos físicos han especulado que después se formaría otro universo, en cuyo caso se repetiría el proceso. A esta
teoría se la conoce como la teoría del universo oscilante.
Hoy en día esta hipótesis parece incorrecta, pues a la luz de los últimos datos experimentales, el Universo se está
expandiendo cada vez más rápido.
Big Rip o Gran Desgarramiento
Artículo principal: Big Rip
El Gran Desgarramiento o Teoría de la Eterna Expansión, llamado en inglés Big Rip, es
una hipótesis cosmológica sobre el destino último del universo. Este posible destino final del universo depende de la

4. cantidad de energía oscuraexistente en el Universo. Si el universo contiene suficiente energía oscura, podría acabar
en un desgarramiento de toda lamateria.
El valor clave es w, la razón entre la presión de la energía oscura y su densidad energética. A w < -1, el universo
acabaría por ser desgarrado. Primero, las galaxias se separarían entre sí, luego la gravedad sería demasiado débil
para mantener integrada cada galaxia. Los sistemas planetarios perderían su cohesión gravitatoria. En los últimos
minutos, se desbaratarán estrellas y planetas, y los átomos serán destruidos.
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Los autores de esta hipótesis calculan que el fin del tiempo ocurriría aproximadamente 3,5×10 años después
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del Big Bang, es decir, dentro de 2,0×10 años.
[cita requerida]
Una modificación de esta teoría denominada Big Freeze, aunque poco aceptada, afirma que el universo
continuaría su expansión sin provocar un Big Rip.
Descripción física
Artículo principal: Universo observable
Muy poco se conoce con certeza sobre el tamaño del universo. Puede tener una longitud de billones de años luz o
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incluso tener un tamaño infinito. Un artículo de 2003 dice establecer una cota inferior de 24 gigaparsecs (78.000
millones de años luz) para el tamaño del universo, pero no hay ninguna razón para creer que esta cota está de
alguna manera muy ajustada(Véase forma del Universo). pero hay distintas tesis del tamaño; una de ellas es que
hay varios universos, otro es que el universo es infinito
El universo observable (o visible), que consiste en toda la materia y energía que podía habernos afectado desde
el Big Bang dada la limitación de la velocidad de la luz, es ciertamente finito. La distancia comóvil al extremo del
universo visible ronda los 46.500 millones de años luz en todas las direcciones desde la Tierra. Así, el universo
visible se puede considerar como una esfera perfecta con la Tierra en el centro, y un diámetro de unos 93.000
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millones de años luz. Hay que notar que muchas fuentes han publicado una amplia variedad de cifras incorrectas
para el tamaño del universo visible: desde 13.700 hasta 180.000 millones de años luz. (Véase universo observable).
En el Universo las distancias que separan los astros son tan grandes que, si las quisiéramos expresar en metros,
tendríamos que utilizar cifras muy grandes. Debido a ello, se utiliza como unidad de longitud el año luz, que
corresponde a la distancia que recorre la luz en un año.
Actualmente, el modelo de universo más comúnmente aceptado es el propuesto por Albert Einstein en
su Relatividad General, en la que propone un universo "finito pero ilimitado", es decir, que a pesar de tener un
volumen medible no tiene límites, de forma análoga a la superficie de una esfera, que es medible pero ilimitada.
Forma
Una pregunta importante abierta en cosmología es la forma del universo. Matemáticamente, ¿qué 3-
variedad representa mejor la parte espacial del universo?
Si el universo es espacialmente plano, se desconoce si las reglas de lageometría Euclidiana serán válidas a mayor
escala. Actualmente muchos cosmólogos creen que el Universo observable está muy cerca de ser espacialmente
plano, con arrugas locales donde los objetos masivos distorsionan el espacio-tiempo, de la misma forma que la
superficie de un lago es casi plana. Esta opinión fue reforzada por los últimos datos del WMAP, mirando hacia las
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"oscilaciones acústicas" de las variaciones de temperatura en la radiación de fondo de microondas.
Por otra parte, se desconoce si el universo es múltiplemente conexo. El universo no tiene cotas espaciales de
acuerdo al modelo estándar del Big Bang, pero sin embargo debe ser espacialmente finito (compacto). Esto se
puede comprender utilizando una analogía en dos dimensiones: la superficie de una esfera no tiene límite, pero no
tiene un área infinita. Es una superficie de dos dimensiones con curvatura constante en una tercera dimensión. La 3-
esfera es un equivalente en tres dimensiones en el que las tres dimensiones están constantemente curvadas en una
cuarta.
Si el universo fuese compacto y sin cotas, sería posible, después de viajar una distancia suficiente, volver al punto
de partida. Así, la luz de las estrellas y galaxias podría pasar a través del universo observable más de una vez. Si el

5. universo fuese múltiplemente conexo y suficientemente pequeño (y de un tamaño apropiado, tal vez complejo)
entonces posiblemente se podría ver una o varias veces alrededor de él en alguna (o todas) direcciones. Aunque
esta posibilidad no ha sido descartada, los resultados de las últimas investigaciones de la radiación de fondo de
microondas hacen que esto parezca improbable.
Color
Café cortado cósmico, el color del universo.
Históricamente se ha creído que el Universo es de color negro, pues es lo que observamos al momento de mirar al
cielo en las noches despejadas. En 2002, sin embargo, los astrónomos Karl Glazebrook e Ivan Baldry afirmaron en
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un artículo científico que el universo en realidad es de un color que decidieron llamar café cortado cósmico. Este
estudio se basó en la medición del rango espectral de la luz proveniente de un gran volumen del Universo,
sintetizando la información aportada por un total de más de 200.000 galaxias.
Homogeneidad e isotropía
Mientras que la estructura está considerablemente fractalizada a nivel local (ordenada en una jerarquía de racimo),
en los órdenes más altos de distancia el universo es muy homogéneo. A estas escalas la densidad del universo es
muy uniforme, y no hay una dirección preferida o significativamente asimétrica en el universo. Esta homogeneidad
e isotropía es un requisito de la Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker empleada en los modelos
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cosmológicos modernos.
La cuestión de la anisotropía en el universo primigenio fue significativamente contestada por el WMAP, que buscó
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fluctuaciones en la intensidad del fondo de microondas. Las medidas de esta anisotropía han proporcionado
información útil y restricciones sobre la evolución del Universo.
Hasta el límite de la potencia de observación de los instrumentos astronómicos, los objetos radian y absorben la
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energía de acuerdo a las mismas leyes físicas a como lo hacen en nuestra propia galaxia. Basándose en esto, se
cree que las mismas leyes y constantes físicas son universalmente aplicables a través de todo el universo
observable. No se ha encontrado ninguna prueba confirmada que muestre que las constantes físicas hayan variado
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desde el Big Bang.
Composición
El universo observable actual parece tener un espacio-tiempo geométricamente plano, conteniendo una densidad
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masa-energía equivalente a 9,9 × 10 gramos por centímetro cúbico. Los constituyentes primarios parecen consistir
en un 73% de energía oscura, 23% de materia oscura fría y un 4% de átomos. Así, la densidad de los átomos
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equivaldría a un núcleo de hidrógeno sencillo por cada cuatro metros cúbicos de volumen. La naturaleza exacta de
la energía oscura y la materia oscura fría sigue siendo un misterio. Actualmente se especula con que el neutrino,
(una partícula muy abundante en el universo), tenga, aunque mínima, una masa. De comprobarse este hecho,
podría significar que la energía y la materia oscura no existen.
Durante las primeras fases del Big Bang, se cree que se formaron las mismas cantidades de materia y antimateria.
Materia y antimateria deberían eliminarse mutuamente al entrar en contacto, por lo que la actual existencia de
materia (y la ausencia de antimateria) supone una violación de la simetría CP (Véase Violación CP), por lo que
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puede ser que las partículas y las antipartículas no tengan propiedades exactamente iguales o simétricas, o puede
que simplemente las leyes físicas que rigen el universo favorezcan la supervivencia de la materia frente a la
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antimateria. En este mismo sentido, también se ha sugerido que quizás la materia oscura sea la causante de
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la bariogénesis al interactuar de distinta forma con la materia que con la antimateria.
Antes de la formación de las primeras estrellas, la composición química del universo consistía primariamente
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en hidrógeno(75% de la masa total), con una suma menor de helio-4 ( He) (24% de la masa total) y el resto de otros
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elementos. Una pequeña porción de estos elementos estaba en la forma del isótopo deuterio ( H), helio-3 ( He)
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y litio ( Li). La materia interestelar de las galaxias ha sido enriquecida sin cesar por elementos más pesados,
generados por procesos de fusión en la estrellas, y diseminados como resultado de las explosiones de supernovas,
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los vientos estelares y la expulsión de la cubierta exterior de estrellas maduras.

6. El Big Bang dejó detrás un flujo de fondo de fotones y neutrinos. La temperatura de la radiación de fondo ha
decrecido sin cesar con la expansión del universo y ahora fundamentalmente consiste en la energía de microondas
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equivalente a una temperatura de 2'725 K. La densidad del fondo de neutrinos actual es sobre 150 por centímetro
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cúbico.
Multiversos
Artículos principales: Multiverso y Universos paralelos
Los cosmólogos teóricos estudian modelos del conjunto espacio-tiempo que estén conectados, y buscan modelos
que sean consistentes con los modelos físicos cosmológicos del espacio-tiempo en la escala del universo
observable. Sin embargo, recientemente han tomado fuerza teorías que contemplan la posibilidad de multiversos o
varios universos coexistiendo simultáneamente. Según la recientemente enunciada Teoría de Multiexplosiones se
pretende dar explicación a este aspecto, poniendo en relieve una posible convivencia de universos en un mismo
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espacio.
Estructuras agregadas del universo
Las galaxias
A gran escala, el universo está formado por galaxias y agrupaciones de galaxias. Las galaxias son agrupaciones
masivas de estrellas, y son las estructuras más grandes en las que se organiza la materia en el universo. A través
del telescopio se manifiestan como manchas luminosas de diferentes formas. A la hora de clasificarlas, los
científicos distinguen entre las galaxias del Grupo Local, compuesto por las treinta galaxias más cercanas y a las
que está unida gravitacionalmente nuestra galaxia (la Vía Láctea), y todas las demás galaxias, a las que llaman
"galaxias exteriores".
Las galaxias están distribuidas por todo el universo y presentan características muy diversas, tanto en lo que
respecta a su configuración como a su antigüedad. Las más pequeñas abarcan alrededor de 3.000 millones de
estrellas, y las galaxias de mayor tamaño pueden llegar a abarcar más de un billón de astros. Estas últimas pueden
tener un diámetro de 170.000 años luz, mientras que las primeras no suelen exceder de los 6.000 años luz.
Además de estrellas y sus astros asociados (planetas, asteroides, etc...), las galaxias contienen también materia
interestelar, constituida por polvo y gas en una proporción que varia entre el 1 y el 10% de su masa.
Se estima que el universo puede estar constituido por unos 100.000 millones de galaxias, aunque estas cifras varían
en función de los diferentes estudios.
Formas de galaxias
La creciente potencia de los telescopios, que permite observaciones cada vez más detalladas de los distintos
elementos del universo, ha hecho posible una clasificación de las galaxias por su forma. Se han establecido así
cuatro tipos distintos: galaxias elípticas, espirales, espirales barradas e irregulares.
Galaxias elípticas
En forma de elipse o de esferoide, se caracterizan por carecer de una estructura interna definida y por presentar muy
poca materia interestelar. Se consideran las más antiguas del universo, ya que sus estrellas son viejas y se
encuentran en una fase muy avanzada de su evolución.
Galaxias espirales
Están constituidas por un núcleo central y dos o más brazos en espiral, que parten del núcleo. Éste se halla formado
por multitud de estrellas y apenas tiene materia interestelar, mientras que en los brazos abunda la materia
interestelar y hay gran cantidad de estrellas jóvenes, que son muy brillantes. Alrededor del 75% de las galaxias del
universo son de este tipo.

7. Galaxia espiral barrada
Es un subtipo de galaxia espiral, caracterizados por la presencia de una barra central de la que típicamente parten
dos brazos espirales. Este tipo de galaxias constituyen una fracción importante del total de galaxias espirales. La Vía
Láctea es una galaxia espiral barrada.
Galaxias irregulares
Incluyen una gran diversidad de galaxias, cuyas configuraciones no responden a las tres formas anteriores, aunque
tienen en común algunas características, como la de ser casi todas pequeñas y contener un gran porcentaje de
materia interestelar. Se calcula que son irregulares alrededor del 5% de las galaxias del universo.
La Vía Láctea
Artículo principal: Vía Láctea
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La Vía Láctea es nuestra galaxia. Según las observaciones, posee una masa de 10 masas solares y es de tipo
espiral barrada. Con un diámetro medio de unos 100.000 años luz se calcula que contiene unos 200.000 millones de
estrellas, entre las cuales se encuentra el Sol. La distancia desde el Sol al centro de la galaxia es de alrededor de
27.700 años luz (8,5 kpc) A simple vista, se observa como una estela blanquecina de forma elíptica, que se puede
distinguir en las noches despejadas. Lo que no se aprecian son sus brazos espirales, en uno de los cuales, el
llamado brazo de Orión, está situado nuestro sistema solar, y por tanto la Tierra.
El núcleo central de la galaxia presenta un espesor uniforme en todos sus puntos, salvo en el centro, donde existe
un gran abultamiento con un grosor máximo de 16.000 años luz, siendo el grosor medio de unos 6.000 años luz.
Todas las estrellas y la materia interestelar que contiene la Vía Láctea, tanto en el núcleo central como en los
brazos, están situadas dentro de un disco de 100.000 años luz de diámetro, que gira lentamente sobre su eje a una
velocidad lineal superior a los 216 km/s.
Las constelaciones
Artículo principal: Constelación
Tan sólo 3 galaxias distintas a la nuestra son visibles a simple vista. Tenemos la Galaxia de Andrómeda, visible
desde el Hemisferio Norte; la Gran Nube de Magallanes, y la Pequeña Nube de Magallanes, en el Hemisferio Sur
celeste. El resto de las galaxias no son visibles al ojo desnudo sin ayuda de instrumentos. Sí que lo son, en cambio,
las estrellas que forman parte de la Vía Láctea. Estas estrellas dibujan a menudo en el cielo figuras reconocibles,
que han recibido diversos nombres en relación con su aspecto. Estos grupos de estrellas de perfil identificable se
conocen con el nombre deconstelaciones. La Unión Astronómica Internacional agrupó oficialmente las estrellas
visibles en 88 constelaciones, algunas de ellas muy extensas, como Hidra o la Osa Mayor, y otras muy pequeñas
como Flecha y Triángulo.
Las estrellas
Artículo principal: Estrella
Son los elementos constitutivos más destacados de las galaxias. Las estrellas son enormes esferas de gas que
brillan debido a sus gigantescas reacciones nucleares. Cuando debido a la fuerza gravitatoria, la presión y la
temperatura del interior de una estrella es suficientemente intensa, se inicia la fusión nuclear de sus átomos, y
comienzan a emitir una luz roja oscura, que después se mueve hacia el estado superior, que es en el que está
nuestro Sol, para posteriormente, al modificarse las reacciones nucleares interiores, dilatarse y finalmente enfriarse.
Al acabarse el hidrógeno, se originan reacciones nucleares de elementos más pesados, más energéticas, que
convierten la estrella en una gigante roja. Con el tiempo, ésta vuelve inestable, a la vez que lanza hacia el espacio
exterior la mayor parte del material estelar. Este proceso puede durar 100 millones de años, hasta que se agota toda
la energía nuclear, y la estrella se contrae por efecto de la gravedad hasta hacerse pequeña y densa, en la forma de
enana blanca, azul o marrón. Si la estrella inicial es varias veces más masiva que el Sol, su ciclo puede ser
diferente, y en lugar de una gigante, puede convertirse en una supergigante y acabar su vida con una explosión
denominada supernova. Estas estrellas pueden acabar como estrellas de neutrones. Tamaños aún mayores de

8. estrellas pueden consumir todo su combustible muy rápidamente, transformándose en una entidad supermasiva
llamada agujero negro.
Los Púlsares son fuentes de ondas de radio que emiten con periodos regulares. La palabra Púlsar significa pulsating
radio source (fuente de radio pulsante). Se detectan mediante radiotelescopios y se requieren relojes de
extraordinaria precisión para detectar sus cambios de ritmo. Los estudios indican que un púlsar es una estrella de
neutrones pequeña que gira a gran velocidad. El más conocido está en la Nebulosa del Cangrejo. Su densidad es
tan grande que una muestra de cuásar del tamaño de una bola de bolígrafo tendría una masa de cerca de 100.000
toneladas. Su campo magnético, muy intenso, se concentra en un espacio reducido. Esto lo acelera y lo hace emitir
gran cantidad de energía en haces de radiación que aquí recibimos como ondas de radio.
La palabra Cuásar es un acrónimo de quasi stellar radio source (fuentes de radio casi estelares). Se identificaron en
la década de 1950. Más tarde se vio que mostraban un desplazamiento al rojo más grande que cualquier otro objeto
conocido. La causa era el Efecto Doppler, que mueve el espectro hacia el rojo cuando los objetos se alejan. El
primer Cuásar estudiado, denominado 3C 273, está a 1.500 millones de años luz de la Tierra. A partir de 1980 se
han identificado miles de cuásares, algunos alejándose de nosotros a velocidades del 90% de la de la luz.
Se han descubierto cuásares a 12.000 millones de años luz de la Tierra; prácticamente la edad del Universo. A
pesar de las enormes distancias, la energía que llega en algunos casos es muy grande, equivalente la recibida
desde miles de galaxias: como ejemplo, el s50014+81 es unas 60.000 veces más brillante que toda la Vía Láctea.
Los planetas
Artículo principal: Planeta
Los planetas son cuerpos que giran en torno a una estrella y que, según la definición de la Unión Astronómica
Internacional, deben cumplir además la condición de haber limpiado su órbita de otros cuerpos rocosos importantes,
y de tener suficiente masa como para que su fuerza de gravedad genere un cuerpo esférico. En el caso de cuerpos
que orbitan alrededor de una estrella que no cumplan estas características, se habla de planetas
enanos, planetesimales, o asteroides. En nuestro Sistema Solar hay 8
planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, considerándose desde 2006
a Plutón como un planeta enano. A finales de 2009, fuera de nuestro Sistema Solar se han detectado más de
400 planetas extrasolares, pero los avances tecnológicos están permitiendo que este número crezca a buen ritmo.
Los satélites
Artículo principal: Satélite natural
Los satélites naturales son astros que giran alrededor de los planetas. El único satélite natural de la Tierra es
la Luna, que es también el satélite más cercano al sol. A continuación se enumeran los principales satélites de los
planetas del sistema solar (se incluye en el listado a Plutón, considerado por la UAI como un planeta enano).
 Tierra: 1 satélite → Luna
 Marte: 2 satélites → Fobos, Deimos
 Júpiter: 63 satélites
→ Metis, Adrastea, Amaltea, Tebe, Ío, Europa, Ganimedes, Calisto, Leda, Himalia, Lisitea, Elara,Ananké, Carmé
, Pasífae, Sinope...
 Saturno: 59 satélites
→ Pan, Atlas, Prometeo, Pandora, Epimeteo, Jano, Mimas, Encélado, Tetis, Telesto, Calipso,Dione, Helena, Re
a, Titán, Hiperión, Jápeto, Febe...
 Urano: 15 satélites
→ Cordelia, Ofelia, Bianca, Crésida, Desdémona, Julieta, Porcia, Rosalinda, Belinda, Puck, Miranda,Ariel, Umbri
el, Titania, Oberón.
 Neptuno: 8 satélites → Náyade, Talasa, Despina, Galatea, Larisa, Proteo, Tritón, Nereida
 Plutón: 3 satélites → Caronte, Nix, Hidra

9. Asteroides y cometas
Artículos principales: Asteroide y Cometa
En aquellas zonas de la órbita de una estrella en las que, por diversos motivos, no se ha producido la agrupación de
la materia inicial en un único cuerpo dominante o planeta, aparecen los discos de asteroides: objetos rocosos de
muy diversos tamaños que orbitan en grandes cantidades en torno a la estrella, chocando eventualmente entre sí.
Cuando las rocas tienen diámetros inferiores a 50m se denominan meteoroides. A consecuencia de las colisiones,
algunos asteroides pueden variar sus órbitas, adoptando trayectorias muy excéntricas que periódicamente les
acercan la estrella. Cuando la composición de estas rocas es rica en agua u otros elementos volátiles, el
acercamiento a la estrella y su consecuente aumento de temperatura origina que parte de su masa se evapore y sea
arrastrada por el viento solar, creando una larga cola de material brillante a medida que la roca se acerca a la
estrella. Estos objetos se denominan cometas. En nuestro sistema solar hay dos grandes discos de asteroides: uno
situado entre las órbitas de Marte y Júpiter, denominado elCinturón de asteroides, y otro mucho más tenue y
disperso en los límites del sistema solar, a aproximadamente un año luzde distancia, denominado Nube de Oort.
Indicios de un comienzo
La teoría general de la relatividad, que publicó Albert Einstein en 1916, implicaba que el cosmos se hallaba en
expansión o en contracción. Pero este concepto era totalmente opuesto a la noción de un universo estático,
aceptada entonces hasta por el propio Einstein. De ahí que éste incluyera en sus cálculos lo que denominó
“constante cosmológica”, ajuste mediante el cual intentaba conciliar su teoría con la idea aceptada de un universo
estático e inmutable. Sin embargo, ciertos descubrimientos que se sucedieron en los años veinte llevaron a Einstein
a decir que el ajuste que había efectuado a su teoría de la relatividad era el „mayor error de su vida‟. Dichos
descubrimientos se realizaron gracias a la instalación de un enorme telescopio de 254 centímetros en el monte
Wilson (California). Las observaciones formuladas en los años veinte con la ayuda de este instrumento demostraron
que el universo se halla en expansión.
Hasta entonces, los mayores telescopios solo permitían identificar las estrellas de nuestra galaxia, la Vía Láctea, y
aunque se veían borrones luminosos, llamados nebulosas, por lo general se tomaban por remolinos de gas
existentes en nuestra galaxia. Gracias a la mayor potencia del telescopio del monte Wilson, Edwin Hubble logró
distinguir estrellas en aquellasnebulosas. Finalmente se descubrió que los borrones eran lo mismo que la Vía
Láctea: galaxias. Hoy se cree que hay entre 50.000 y 125.000 millones de galaxias, cada una con cientos de miles
de millones de estrellas.
A finales de los años veinte, Hubble también descubrió que las galaxias se alejan de nosotros, y que lo hacen más
velozmente cuanto más lejos se hallan. Los astrónomos calculan la tasa de recesión de las galaxias mediante
elespectrógrafo, instrumento que mide el espectro de la luz procedente de los astros. Para ello, dirigen la luz que
proviene de estrellas lejanas hacia un prisma, que la descompone en los colores que la integran.
La luz de un objeto es rojiza (fenómeno llamado corrimiento al rojo) si este se aleja del observador,
y azulada (corrimiento al azul) si se le aproxima. Cabe destacar que, salvo en el caso de algunas galaxias cercanas,
todas las galaxias conocidas tienen líneas espectrales desplazadas hacia el rojo. De ahí infieren los científicos que el
universo se expande de forma ordenada. La tasa de dicha expansión se determina midiendo el grado de
desplazamiento al rojo. ¿Qué conclusión se ha extraído de la expansión del cosmos? Pues bien, un científico invitó
al público a analizar el proceso a la inversa —como una película de la expansión proyectada en retroceso— a fin de
observar la historia primitiva del universo. Visto así, el cosmos parecería estar en recesión o contracción, en vez de
en expansión y retornaría finalmente a un único punto de origen.
El famoso físico Stephen Hawking concluyó lo siguiente en su libro Agujeros negros y pequeños universos (y otros
ensayos), editado en 1993: “La ciencia podría afirmar que el universo tenía que haber conocido un comienzo”. Pero
hace años, muchos expertos rechazaban que el universo hubiese tenido principio. El famoso científico Fred Hoyle no
aceptaba que el cosmos hubiera surgido mediante lo que llamó burlonamente „a big bang‟ (una gran explosión). Uno
de los argumentos que esgrimía era que, de haber existido un comienzo tan dinámico, deberían conservarse

10. residuos de aquel acontecimiento en algún lugar del universo: tendría que haber radiación fósil, por así decirlo; una
leve luminiscencia residual.
El diario The New York Times (8 de marzo de 1998) indicó que hacia 1965 “los astrónomos Arno Penzias y Robert
Wilsondescubrieron la omnipresente radiación de fondo: el destello residual de la explosión primigenia”. El artículo
añadió: “Todo indicaba que la teoría [de la gran explosión] había triunfado”.
Pero en los años posteriores al hallazgo se formuló esta objeción: Si el modelo de la gran explosión era correcto,
¿por qué no se habían detectado leves irregularidades en la radiación? (La formación de las galaxias habría
requerido un universo que contase con zonas más frías y densas que permitieran la fusión de la materia.) En efecto,
los experimentos realizados por Penzias y Wilson desde la superficie terrestre no revelaban tales irregularidades.
Por esta razón, la NASA lanzó en noviembre de 1989 el satélite COBE (siglas de Explorador del Fondo Cósmico, en
inglés), cuyos descubrimientos se calificaron de cruciales. “Las ondas que detectó su radiómetro diferencial de
microondascorrespondían a las fluctuaciones que dejaron su impronta en el cosmos y que hace miles de millones de
años llevaron a la formación de las galaxias.”
Otros términos
Diferentes palabras se han utilizado a través de la historia para denotar "todo el espacio", incluyendo los
equivalentes y las variantes en varios lenguajes de "cielos", "cosmos" y "mundo". El macrocosmos también se ha
utilizado para este efecto, aunque está más específicamente definido como un sistema que refleja a gran escala uno,
algunos, o todos estos componentes del sistema o partes. Similarmente, un microcosmos es un sistema que refleja a
pequeña escala un sistema mucho mayor del que es parte.
Aunque palabras como mundo y sus equivalentes en otros lenguajes casi siempre se refieren al planeta Tierra,
antiguamente se referían a cada cosa que existía (se podía ver). En ese sentido la utilizaba, por ejemplo, Copérnico.
Algunos lenguajes utilizan la palabra "mundo" como parte de la palabra "espacio exterior". Un ejemplo en alemán lo
30
constituye la palabra "Weltraum".
Introducción
Curiosamente, la expresión Big Bang proviene -a su pesar- del astrofísicoinglés Fred Hoyle, uno de los
detractores de esta teoría y, a su vez, uno de los principales defensores de la teoría del estado estacionario,
quien en1949, durante una intervención en la BBC dijo, para mofarse, que el modelo descrito era sólo un big
bang (gran explosión). No obstante, hay que tener en cuenta que en el inicio del Universo ni hubo explosión
ni fue grande, pues en rigor surgió de una «singularidad» infinitamente pequeña, seguida de la expansión
1
del propio espacio.
La idea central del Big Bang es que la teoría de la relatividad general puede combinarse con las observaciones
de isotropía y homogeneidad a gran escala de la distribución de galaxias y los cambios de posición entre ellas,
permitiendo extrapolar las condiciones del Universo antes o después en eltiempo.
Una consecuencia de todos los modelos de Big Bang es que, en el pasado, el Universo tenía una temperatura más
alta y mayor densidad y, por tanto, las condiciones del Universo actual son muy diferentes de las condiciones del
Universo pasado. A partir de este modelo, George Gamow en 1948 pudo predecir que debería de haber evidencias
de un fenómeno que más tarde sería bautizado como radiación de fondo de microondas
Breve historia de su génesis y desarrollo
Para llegar al modelo del Big Bang, muchos científicos, con diversos estudios, han ido construyendo el camino que
lleva a la génesis de esta explicación. Los trabajos de Alexander Friedman, del año 1922, y de Georges Lemaître,
de 1927, utilizaron la teoría de la relatividad para demostrar que el universo estaba en movimiento constante. Poco
después, en1929, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble (1889-1953) descubrió galaxias más allá de la Vía
Láctea que se alejaban de nosotros, como si el Universo se expandiera constantemente. En 1948, el
físico ucraniano nacionalizado estadounidense, George Gamow (1904-1968), planteó que el universo se creó a partir

11. de una gran explosión (Big Bang). Recientemente, ingenios espaciales puestos en órbita (COBE) han conseguido
"oír" los vestigios de esta gigantesca explosión primigenia.
De acuerdo con la teoría, un universo homogéneo e isótropo lleno de materia ordinaria, podría expandirse
indefinidamente o frenar su expansión lentamente, hasta producirse una contracción universal. El fin de esa
contracción se conoce con un término contrario al Big Bang: el Big Crunch o 'Gran Colapso' o un Big Rip o Gran
desgarro. Si el Universo se encuentra en un punto crítico, puede mantenerse estable ad eternum. Muy
recientemente se ha comprobado que actualmente existe unaexpansión acelerada del universo hecho no previsto
originalmente en la teoría y que ha llevado a la introducción de la hipótesis adicional de la energía oscura (este tipo
de materia tendría propiedades especiales que permitirían comportar la aceleración de la expansión).
La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones y avances teóricos. Por medio de observaciones, en la
década de 1910, el astrónomo estadounidense Vesto Slipher y, después de él, Carl Wilhelm Wirtz, de Estrasburgo,
determinaron que la mayor parte de las nebulosas espirales se alejan de la Tierra; pero no llegaron a darse cuenta
de las implicaciones cosmológicas de esta observación, ni tampoco del hecho de que las supuestas nebulosas eran
en realidadgalaxias exteriores a nuestra Vía Láctea.
Además, la teoría de Albert Einstein sobre la relatividad general (segunda década del siglo XX) no admite soluciones
estáticas (es decir, el Universo debe estar en expansión o en contracción), resultado que él mismo consideró
equivocado, y trató de corregirlo agregando la constante cosmológica. El primero en aplicar formalmente
la relatividad a la cosmología, sin considerar la constante cosmológica, fue Alexander Friedman,
cuyas ecuaciones describen el Universo Friedman-Lemaître-Robertson-Walker, que puede expandirse o contraerse.
Entre 1927 y 1930, el padre jesuita belga Georges Lemaître obtuvo independientemente las ecuaciones Friedman-
Lemaître-Robertson-Walker y propuso, sobre la base de la recesión de las nebulosas espirales, que el Universo se
inició con la explosión de un átomo primigenio, lo que más tarde se denominó "Big Bang".
En 1929, Edwin Hubble realizó observaciones que sirvieron de fundamento para comprobar la teoría de Lemaître.
Hubble probó que las nebulosas espirales son galaxias y midió sus distancias observando las estrellas variables
cefeidas engalaxias distantes. Descubrió que las galaxias se alejan unas de otras a velocidades (relativas a
la Tierra) directamente proporcionales a su distancia. Este hecho se conoce ahora como la ley de
Hubble (véase Edwin Hubble: Marinero de las nebulosas, texto escrito por Edward Christianson).
Según el principio cosmológico, el alejamiento de las galaxias sugería que el Universo está en expansión. Esta idea
originó dos hipótesis opuestas. La primera era la teoría Big Bang de Lemaître, apoyada y desarrollada por George
Gamow. La segunda posibilidad era el modelo de la teoría del estado estacionario de Fred Hoyle, según la cual se
genera nuevamateria mientras las galaxias se alejan entre sí. En este modelo, el Universo es básicamente el mismo
en un momento dado en el tiempo. Durante muchos años hubo un número de adeptos similar para cada teoría.
Con el pasar de los años, las evidencias observacionales apoyaron la idea de que el Universo evolucionó a partir de
un estado denso y caliente. Desde el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas, en 1965, ésta ha sido
considerada la mejor teoría para explicar el origen y evolución del cosmos. Antes de finales de los años sesenta,
muchoscosmólogos pensaban que la singularidad infinitamente densa del tiempo inicial en el modelo cosmológico
de Friedman era una sobreidealización, y que el Universo se contraería antes de empezar a expandirse
nuevamente. Ésta es la teoría deRichard Tolman de un Universo oscilante. En los años 1960, Stephen Hawking y
otros demostraron que esta idea no era factible, y que la singularidad es un componente esencial de
la gravedad de Einstein. Esto llevó a la mayoría de los cosmólogos a aceptar la teoría del Big Bang, según la cual
el Universo que observamos se inició hace un tiempo finito.
Prácticamente todos los trabajos teóricos actuales en cosmología tratan de ampliar o concretar aspectos de la teoría
del Big Bang. Gran parte del trabajo actual en cosmología trata de entender cómo se formaron las galaxias en el
contexto del Big Bang, comprender lo que allí ocurrió y cotejar nuevas observaciones con la teoría fundamental.
A finales de los años 1990 y principios del siglo XXI, se lograron grandes avances en la cosmología del Big Bang
como resultado de importantes adelantos en telescopía, en combinación con grandes cantidades de datos satelitales
de COBE, eltelescopio espacial Hubble y WMAP. Estos datos han permitido a los cosmólogos calcular muchos de

12. los parámetros del Big Bang hasta un nuevo nivel de precisión, y han conducido al descubrimiento inesperado de
que el Universo está enaceleración.
Visión general
Michio Kaku ha señalado cierta paradoja en la denominación big bang (gran explosión): en cierto modo no puede
haber sido grande ya que se produjo exactamente antes del surgimiento del espacio-tiempo, habría sido el mismo
big bang lo que habría generado las dimensiones desde una singularidad; tampoco es exactamente una explosión
en el sentido propio del término ya que no se propagó fuera de sí mismo.
Basándose en medidas de la expansión del Universo utilizando observaciones de las supernovas tipo 1a, en función
de la variación de la temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de microondas y en función de
la correlación de las galaxias, la edad del Universo es de aproximadamente 13,7 ± 0,2 miles de millones de años. Es
notable el hecho de que tres mediciones independientes sean consistentes, por lo que se consideran una fuerte
evidencia del llamadomodelo de concordancia que describe la naturaleza detallada del Universo.
El universo en sus primeros momentos estaba lleno homogénea e isótropamente de una energía muy densa y tenía
una temperatura y presión concomitantes. Se expandió y se enfrió, experimentando cambios de fase análogos a
lacondensación del vapor o a la congelación del agua, pero relacionados con las partículas elementales.
-35
Aproximadamente 10 segundos después del tiempo de Planck un cambio de fase causó que el Universo se
expandiese de forma exponencial durante un período llamado inflación cósmica. Al terminar la inflación, los
componentes materiales del Universo quedaron en la forma de un plasma de quarks-gluones, en donde todas las
partes que lo formaban estaban en movimiento en forma relativista. Con el crecimiento en tamaño del Universo, la
temperatura descendió, y debido a un cambio aún desconocido denominado bariogénesis, los quarks y
los gluones se combinaron en bariones tales como elprotón y el neutrón, produciendo de alguna manera
la asimetría observada actualmente entre la materia y la antimateria. Las temperaturas aún más bajas condujeron a
nuevos cambios de fase, que rompieron la simetría, así que les dieron su forma actual a las fuerzas fundamentales
de la física y a las partículas elementales. Más tarde, protones y neutrones se combinaron para formar
los núcleos de deuterio y de helio, en un proceso llamado nucleosíntesis primordial. Al enfriarse el Universo, la
materia gradualmente dejó de moverse de forma relativista y su densidad de energía comenzó a dominar
gravitacionalmente sobre la radiación. Pasados 300.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron para
formar losátomos (mayoritariamente de hidrógeno). Por eso, la radiación se desacopló de los átomos y continuó por
el espacio prácticamente sin obstáculos. Ésta es la radiación de fondo de microondas.
Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente más densas de la materia casi uniformemente distribuida crecieron
gravitacionalmente, haciéndose más densas, formando nubes, estrellas, galaxias y el resto de las estructuras
astronómicas que actualmente se observan. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materia
que hay en el Universo. Los tres tipos posibles se denominan materia oscura fría, materia oscura caliente y materia
bariónica. Las mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP) muestran que la forma más común de materia
en el universo es lamateria oscura fría. Los otros dos tipos de materia sólo representarían el 20 por ciento de la
materia del Universo.
El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura.
Aproximadamente el 70 por ciento de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Una de las
propiedades características de este componente del universo es el hecho de que provoca que la expansión del
universo varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia, haciendo que el espacio-tiempo se expanda más
rápidamente que lo esperado a grandes distancias. La energía oscura toma la forma de una constante
cosmológica en las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero los detalles de esta ecuación de
estado y su relación con el modelo estándar de la física de partículas continúan siendo investigados tanto en el
ámbito de la física teórica como por medio de observaciones.
Más misterios aparecen cuando se investiga más cerca del principio, cuando las energías de las partículas eran más
altas de lo que ahora se puede estudiar mediante experimentos. No hay ningún modelo físico convincente para el
-33
primer 10 segundo del universo, antes del cambio de fase que forma parte de la teoría de la gran unificación. En el

13. "primer instante", la teoría gravitacional de Einstein predice una singularidad gravitacional en donde las densidades
son infinitas. Para resolver esta paradoja física, hace falta una teoría de la gravedad cuántica. La comprensión de
este período de la historia del universo figura entre los mayores problemas no resueltos de la física.
Base teórica
En su forma actual, la teoría del Big Bang depende de tres suposiciones:
1. La universalidad de las leyes de la física, en particular de la teoría de la relatividad general
2. El principio cosmológico
3. El principio de Copérnico
Inicialmente, estas tres ideas fueron tomadas como postulados, pero actualmente se intenta verificar cada una de
ellas. La universalidad de las leyes de la física ha sido verificada al nivel de las más grandes constantes físicas,
-5
llevando su margen de error hasta el orden de 10 . La isotropía del universo que define el principio cosmológico ha
-5
sido verificada hasta un orden de 10 . Actualmente se intenta verificar el principio de Copérnico observando la
interacción entre grupos de galaxias y el CMB por medio del efecto Sunyaev-Zeldovich con un nivel de exactitud del
1 por ciento.
La teoría del Big Bang utiliza el postulado de Weyl para medir sin ambigüedad el tiempo en cualquier momento en el
pasado a partir del la época de Planck. Las medidas en este sistema dependen de coordenadas conformales, en las
cuales las llamadas distancias codesplazantes y los tiempos conformales permiten no considerar la expansión del
universo para las medidas de espacio-tiempo. En ese sistema de coordenadas, los objetos que se mueven con el
flujo cosmológico mantienen siempre la misma distancia codesplazante, y el horizonte o límite del universo se fija por
el tiempo codesplazante.
Visto así, el Big Bang no es una explosión de materia que se aleja para llenar un universo vacío; es el espacio-
tiempo el que se extiende.Y es su expansión la que causa el incremento de la distancia física entre dos puntos fijos
en nuestro universo.Cuando los objetos están ligados entre ellos (por ejemplo, por una galaxia), no se alejan con la
expansión del espacio-tiempo, debido a que se asume que las leyes de la física que los gobiernan son uniformes e
independientes delespacio métrico. Más aún, la expansión del universo en las escalas actuales locales es tan
pequeña que cualquier dependencia de las leyes de la física en la expansión no sería medible con las técnicas
actuales.
Evidencias
En general, se consideran tres las evidencias empíricas que apoyan la teoría cosmológica del Big Bang. Éstas son:
la expansión del universo que se expresa en la Ley de Hubble y que se puede apreciar en el corrimiento hacia el
rojo de las galaxias, las medidas detalladas del fondo cósmico de microondas, y la abundancia de elementos ligeros.
Además, lafunción de correlación de la estructura a gran escala del Universo encaja con la teoría del Big Bang.
Expansión expresada en la ley de Hubble
Artículo principal: Ley de Hubble
De la observación de galaxias y quasares lejanos se desprende la idea de que estos objetos experimentan
un corrimiento hacia el rojo, lo que quiere decir que la luz que emiten se ha desplazado proporcionalmente hacia
longitudes de onda más largas. Esto se comprueba tomando el espectro de los objetos y comparando, después, el
patrón espectroscópico de laslíneas de emisión o absorción correspondientes a átomos de los elementos que
interactúan con la radiación. En este análisis se puede apreciar cierto corrimiento hacia el rojo, lo que se explica por
una velocidad recesional correspondiente alefecto Doppler en la radiación. Al representar estas velocidades
recesionales frente a las distancias respecto a los objetos, se observa que guardan una relación lineal, conocida
como Ley de Hubble:

14. donde v es la velocidad recesional, D es la distancia al objeto y H0 es la constante de Hubble, que el satélite
WMAP estimó en 71 ± 4 km/s/Mpc.
Radiación cósmica de fondo
Una de las predicciones de la teoría del Big Bang es la existencia de la radiación cósmica de fondo, radiación
de fondo de microondas o CMB (Cosmic microwave background). El universo temprano, debido a su alta
temperatura, se habría llenado de luz emitida por sus otros componentes. Mientras el universo se enfriaba
debido a la expansión, su temperatura habría caído por debajo de 3.000 K. Por encima de esta temperatura,
los electrones y protones están separados, haciendo el universo opaco a la luz. Por debajo de los 3.000 K se
forman los átomos, permitiendo el paso de la luz a través del gas del universo. Esto es lo que se conoce
comodisociación de fotones.
La radiación en este momento habría tenido el espectro del cuerpo negroy habría viajado libremente durante el
resto de vida del universo, sufriendo un corrimiento hacia el rojo como consecuencia de la expansión de
Hubble. Esto hace variar el espectro del cuerpo negro de 3.345 K a un espectro del cuerpo negro con una
temperatura mucho menor. La radiación, vista desde cualquier punto del universo, parecerá provenir de todas
las direcciones en el espacio.
En 1965, Arno Penzias y Robert Wilson, mientras desarrollaban una serie de observaciones de diagnóstico con
un receptor de microondas propiedad de los Laboratorios Bell, descubrieron la radiación cósmica de fondo. Ello
proporcionó una confirmación sustancial de las predicciones generales respecto al CMB —la radiación resultó
ser isótropa y constante, con un espectro del cuerpo negro de cerca de 3 K— e inclinó la balanza hacia la
hipótesis del Big Bang. Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel por su descubrimiento.
En 1989, la NASA lanzó el COBE (Cosmic background Explorer) y los resultados iniciales, proporcionados
en 1990, fueron consistentes con las predicciones generales de la teoría del Big Bang acerca de la CMB. El
COBE halló una temperatura residual de 2.726 K, y determinó que el CMB era isótropo en torno a una de cada
5
10 partes. Durante la década de los 90 se investigó más extensamente la anisotropía en el CMB mediante un
gran número de experimentos en tierra y, midiendo ladistancia angular media (la distancia en el cielo) de las
anisotropías, se vio que el universo era geométricamente plano.
A principios de 2003 se dieron a conocer los resultados de la Sonda Wilkinson de Anisotropías del fondo de
Microondas (en inglés Wilkinson Microwave Anisotropy Probe o WMAP), mejorando los que hasta entonces
eran los valores más precisos de algunos parámetros cosmológicos. (Véase también experimentos sobre el
fondo cósmico de microondas). Este satélite también refutó varios modelos inflacionistas específicos, pero los
resultados eran constantes con la teoría de la inflación en general.
Abundancia de elementos primordiales
Se puede calcular, usando la teoría del Big Bang, la concentración de helio-4, helio-3, deuterio y litio-7.1 en el
universo como proporciones con respecto a la cantidad de hidrógeno normal, H. Todas las abundancias
dependen de un solo parámetro: la razón entre fotones y bariones, que por su parte puede calcularse
independientemente a partir de la estructura detallada de la radiación cósmica de fondo. Las proporciones
4 -3 2
predichas (en masa, no volumen) son de cerca de 0,25 para la razón He/H, alrededor de 10 para He/H, y
-4 3
alrededor de 10 para He/H.
Estas abundancias medidas concuerdan, al menos aproximadamente, con las predichas a partir de un valor
determinado de la razón de bariones a fotones, y se considera una prueba sólida en favor del Big Bang, ya que
esta teoría es la única explicación conocida para la abundancia relativa de elementos ligeros. De hecho no hay,
fuera de la teoría del Big Bang, ninguna otra razón obvia por la que el universo debiera, por ejemplo, tener más
o menos helio en proporción al hidrógeno.
Evolución y distribución galáctica
Las observaciones detalladas de la morfología y estructura de las galaxias y cuásares proporcionan una fuerte
evidencia del Big Bang. La combinación de las observaciones con la teoría sugiere que los primeros cuásares y
galaxias se formaron hace alrededor de mil millones de años después del Big Bang, y desde ese momento se

15. han estado formando estructuras más grandes, como los cúmulos de galaxias y los supercúmulos. Las
poblaciones de estrellas han ido envejeciendo y evolucionando, de modo que las galaxias lejanas (que se
observan tal y como eran en el principio del universo) son muy diferentes a las galaxias cercanas (que se
observan en un estado más reciente). Por otro lado, las galaxias formadas hace relativamente poco son muy
diferentes a las galaxias que se formaron a distancias similares pero poco después del Big Bang. Estas
observaciones son argumentos sólidos en contra de la teoría del estado estacionario. Las observaciones de
laformación estelar, la distribución de cuásares y galaxias, y las estructuras más grandes concuerdan con las
simulaciones obtenidas sobre la formación de la estructura en el universo a partir del Big Bang, y están
ayudando a completar detalles de la teoría.
Otras evidencias
Después de cierta controversia, la edad del Universo estimada por la expansión Hubble y la CMB (Radiación
cósmica de fondo) concuerda en gran medida (es decir, ligeramente más grande) con las edades de las
estrellas más viejas, ambos medidos aplicando la teoría de la evolución estelar de los cúmulos globulares y a
través de la fecha radiométrica individual en las estrellas de la segunda Población. En cosmología física, la
teoría del Big Bang o teoría de la gran explosión es un modelo científico que trata de explicar el origen del
Universo y su desarrollo posterior a partir de una singularidad espaciotemporal. Técnicamente, este modelo se
basa en una colección de soluciones de las ecuaciones de la relatividad general, llamados modelos de
Friedmann- Lemaître - Robertson - Walker. El término "Big Bang" se utiliza tanto para referirse específicamente
al momento en el que se inició la expansión observable del Universo (cuantificada en la ley de Hubble), como
en un sentido más general para referirse al paradigma cosmológico que explica el origen y la evolución del
mismo.
Problemas comunes
Históricamente, han surgido varios problemas dentro de la teoría del Big Bang. Algunos de ellos sólo tienen
interés histórico y han sido evitados, ya sea por medio de modificaciones a la teoría o como resultado de
observaciones más precisas. Otros aspectos, como el problema de la penumbra en cúspide y el problema de la
galaxia enana de materia oscura fría, no se consideran graves, dado que pueden resolverse a través de un
perfeccionamiento de la teoría.
Existe un pequeño número de proponentes de cosmologías no estándar que piensan que no hubo Big Bang.
Afirman que las soluciones a los problemas conocidos del Big Bang contienen modificaciones ad hoc y
agregados a la teoría. Las partes más atacadas de la teoría incluyen lo concerniente a la materia oscura,
la energía oscura y la inflación cósmica. Cada una de estas características del universo ha sido sugerida
mediante observaciones de la radiación de fondo de microondas, laestructura a gran escala del cosmos y
las supernovas de tipo IA, pero se encuentran en la frontera de la física moderna (verproblemas no resueltos
de la física). Si bien los efectos gravitacionales de materia y energía oscuras son bien conocidos de forma
observacional y teórica, todavía no han sido incorporados al modelo estándar de la física de partículas de
forma aceptable. Estos aspectos de la cosmología estándar siguen sin tener una explicación adecuada, pero la
mayoría de los astrónomos y los físicos aceptan que la concordancia entre la teoría del Big Bang y la evidencia
observacional es tan cercana que permite establecer con cierta seguridad casi todos los aspectos básicos de la
teoría.
Los siguientes son algunos de los problemas y enigmas comunes del Big Bang.
El problema del segundo principio de la termodinámica
El problema del segundo principio de la termodinámica resulta del hecho de que de este principio se deduce
que laentropía, el desorden, aumenta si se deja al sistema (el universo) seguir su propio rumbo. Una de las
consecuencias de laentropía es el aumento en la proporción entre radiación y materia por lo tanto el universo
debería terminar en una muerte térmica, una vez que la mayor parte de la materia se convierta en fotones y
estos se diluyan en la inmensidad del universo.

16. Otro problema señalado por Roger Penrose es que la entropía parece haber sido anormalmente pequeña en el
estado inicial del universo. Penrose evalúa la probabilidad de un estado inicial en aproximadamente:
2
. De acuerdo con Penrose y otros, la teoría cosmológica ordinaria no explica porqué la entropía inicial del
universo es tan anormalmente baja, y propone la hipótesis de curvatura de Weil en conexión con ella. De
acuerdo con esa hipótesis una teoría cuántica de la gravedad debería dar una explicación tanto del porqué el
universo se inició en un estado de curvatura de Weil nula y de una entropía tan baja. Aunque todavía no se ha
logrado una teoría de la gravedad cuántica satisfactoria.
Por otro lado en la teoría estándar el estado entrópico anormalmente bajo, se considera que es producto de
una "gran casualidad" justificada en base al principio antrópico. Postura que Penrose y otros consideran
filosóficamente insatisfactoria.
El problema del horizonte
El problema del horizonte, también llamado problema de la causalidad, resulta del hecho de que la información
no puede viajar más rápido que la luz, de manera que dos regiones en el espacio separadas por una distancia
mayor que la velocidad de la luz multiplicada por la edad del universo no pueden
estar causalmente conectadas. En este sentido, la isotropía observada de la radiación de fondo de microondas
(CMB) resulta problemática, debido a que el tamaño del horizonte de partículas en ese tiempo corresponde a
un tamaño de cerca de dos grados en el cielo. Si el universo hubiera tenido la misma historia de expansión
desde la época de Planck, no habría mecanismo que pudiera hacer que estas regiones tuvieran la misma
temperatura.
Esta aparente inconsistencia se resuelve con la teoría inflacionista, según la cual un campo de energía escalar
isótropo domina el universo al transcurrir un tiempo de Planck luego de la época de Planck. Durante la
inflación, el universo sufre una expansión exponencial, y regiones que se afectan mutuamente se expanden
más allá de sus respectivos horizontes. Elprincipio de incertidumbre de Heisenberg predice que durante la fase
inflacionista habrá fluctuaciones primordiales, que se simplificarán hasta la escala cósmica. Estas fluctuaciones
sirven de semilla para toda la estructura actual del universo. Al pasar la inflación, el universo se expande
siguiendo la ley de Hubble, y las regiones que estaban demasiado lejos para afectarse mutuamente vuelven al
horizonte. Esto explica la isotropía observada de la CMB. La inflación predice que las fluctuaciones
primordiales son casi invariantes según la escala y que tienen una distribución normal o gaussiana, lo cual ha
sido confirmado con precisión por medidas de la CMB.
En 2003 apareció otra teoría para resolver este problema, la velocidad variante de la luz de João Magueijo, que
aunque a la larga contradice la relatividad de Einstein usa su ecuación incluyendo la constante cosmológica
para resolver el problema de una forma muy eficaz que también ayuda a solucionar el problema de la planitud.
El problema de la planitud
El problema de la planitud (flatness problem en inglés) es un problema observacional que resulta de las
consecuencias que la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker tiene para con la geometría del
universo. En general, se considera que existen tres tipos de geometrías posibles para nuestro universo según
su curvatura espacial: geometría elíptica(curvatura positiva), geometría hiperbólica (negativa) y geometría
euclidiana o plana (curvatura nula).
Dicha geometría viene determinada por la cantidad total de densidad de energía del universo (medida mediante
el tensor de tensión-energía). Siendo Ω el cociente entre la densidad de energía ρ medida observacionalmente
y la densidad crítica ρc, se tiene que para cada geometría las relaciones entre ambos parámetros han de ser :
La densidad en el presente es muy cercana a la densidad crítica, o lo que es lo mismo, el universo hoy es
espacialmente plano, dentro de una buena aproximación. Sin embargo, las diferencias con respecto a la

17. densidad crítica crecen con el tiempo, luego en el pasado la densidad tuvo que ser aún más cercana a esta. Se
ha medido que en los primeros momentos del universo la densidad era diferente a la crítica tan sólo en una
15
parte en 10 (una milbillonésima parte). Cualquier desviación mayor hubiese conducido a una muerte térmica o
un Big Crunch y el universo no sería como ahora.
Una solución a este problema viene de nuevo de la teoría inflacionaria. Durante el periodo inflacionario
el espacio-tiempose expandió tan rápido que provocó una especie de estiramiento del universo acabando con
cualquier curvatura residual que pudiese haber. Así la inflación pudo hacer al universo plano.
Edad de los cúmulos globulares
A mediados de los años 90, las observaciones realizadas de los cúmulos globulares parecían no concondar
con la Teoría del Big Bang. Las simulaciones realizadas por ordenador de acuerdo con las observaciones de
las poblaciones estelaresde cúmulos de galaxias sugirieron una edad de cerca de 15.000 millones de años, lo
que entraba en conflicto con la edad del universo, estimada en 13.700 millones de años. El problema quedó
resuelto a finales de esa década, cuando las nuevas simulaciones realizadas, que incluían los efectos de la
pérdida de masa debida a los vientos estelares, indicaron que los cúmulos globulares eran mucho más
jóvenes. Quedan aún en el aire algunas preguntas en cuanto a con qué exactitud se miden las edades de los
cúmulos, pero está claro que éstos son algunos de los objetos más antiguos del universo.
Monopolos magnéticos
La objeción de los monopolos magnéticos fue propuesta a finales de la década de 1970. Las teorías de la gran
unificaciónpredicen defectos topológicos en el espacio que se manifestarían como monopolos magnéticos
encontrándose en el espacio con una densidad mucho mayor a la observada. De hecho, hasta ahora, no se ha
dado con ningún monopolo. Este problema también queda resuelto mediante la inflación cósmica, dado que
ésta elimina todos los puntos defectuosos del universo observable de la misma forma que conduce la
geometría hacia su forma plana. Es posible que aún así pueda haber monopolos pero se ha calculado que
apenas si habría uno por cada universo visible, una cantidad ínfima y no observable en todo caso.
Materia oscura
En las diversas observaciones realizadas durante las décadas de los 70 y 80 (sobre todo las de las curvas de
rotación de las galaxias) se mostró que no había suficiente materia visible en el universo para explicar la
intensidad aparente de las fuerzas gravitacionales que se dan en y entre las galaxias. Esto condujo a la idea de
que hasta un 90% de la materia en el universo no es materia común o bariónica sino materia oscura. Además,
la asunción de que el universo estuviera compuesto en su mayor parte por materia común llevó a predicciones
que eran fuertemente inconsistentes con las observaciones. En particular, el universo es mucho menos
"inhomogéneo" y contiene mucho menos deuterio de lo que se puede considerar sin la presencia de materia
oscura. Mientras que la existencia de la materia oscura era inicialmente polémica, ahora es una parte aceptada
de la cosmología estándar, debido a las observaciones de las anisotropías en el CMB, dispersión de
velocidades de los cúmulos de galaxias, y en las estructuras a gran escala, estudios de las lentes
gravitacionales y medidas por medio de rayos x de los cúmulos de galaxias. La materia oscura se ha detectado
únicamente a través de su huella gravitacional; no se ha observado en el laboratorio ninguna partícula que se
le pueda corresponder. Sin embargo, hay muchos candidatos a materia oscura en física de partículas (como,
por ejemplo, las partículas pesadas y neutras de interacción débil o WIMP (Weak Interactive Massive Particles),
y se están llevando a cabo diversos proyectos para detectarla.
Energía oscura
En los años 90, medidas detalladas de la densidad de masa del universo revelaron que ésta sumaba en torno
al 30% de ladensidad crítica. Puesto que el universo es plano, como indican las medidas del fondo cósmico de
microondas, quedaba un 70% de densidad de energía sin contar. Este misterio aparece ahora conectado con
otro: las mediciones independientes de las supernovas de tipo Ia han revelado que la expansión del universo
experimenta una aceleración de tipo no lineal, en vez de seguir estrictamente la Ley de Hubble. Para explicar
esta aceleración, la relatividad general necesita que gran parte del universo consista en un componente
energético con gran presión negativa. Se cree que esta energía oscura constituye ese 70% restante. Su

18. naturaleza sigue siendo uno de los grandes misterios del Big Bang. Los candidatos posibles incluyen
unaconstante cosmológica escalar y una quintaesencia. Actualmente se están realizando observaciones que
podrían ayudar a aclarar este punto.
El futuro de acuerdo con la teoría del Big Bang
Antes de las observaciones de la energía oscura, los cosmólogos consideraron dos posibles escenarios para el
futuro del universo. Si la densidad de masa del Universo se encuentra sobre la densidad crítica, entonces el
Universo alcanzaría un tamaño máximo y luego comenzaría a colapsarse. Éste se haría más denso y más
caliente nuevamente, terminando en un estado similar al estado en el cual empezó en un proceso llamado Big
Crunch. Por otro lado, si la densidad en el Universo es igual o menor a la densidad crítica, la expansión
disminuiría su velocidad, pero nunca se detendría. La formación de estrellas cesaría mientras el Universo en
crecimiento se haría menos denso cada vez. El promedio de la temperatura del universo podría acercarse
asintóticamente al cero absoluto (0 K ó -273,15 °C). Los agujeros negros se evaporarían por efecto de
la radiación de Hawking. La entropía del universo se incrementaría hasta el punto en que ninguna forma de
energía podría ser extraída de él, un escenario conocido como muerte térmica. Más aún, si existe la
descomposición del protón, proceso por el cual un protón decaería a partículas menos masivas emitiendo
radiación en el proceso, entonces todo el hidrógeno, la forma predominante del materia bariónica en el universo
actual, desaparecería a muy largo plazo, dejando solo radiación.
Las observaciones modernas de la expansión acelerada implican que cada vez una mayor parte del universo
visible en la actualidad quedará más allá de nuestro horizonte de sucesos y fuera de contacto. Se desconoce
cuál sería el resultado de este evento. El modelo Lambda-CMD del universo contiene energía oscura en la
forma de una constante cosmológica (de alguna manera similar a la que había incluido Einstein en su primera
versión de las ecuaciones de campo). Esta teoría sugiere que sólo los sistemas mantenidos
gravitacionalmente, como las galaxias, se mantendrían juntos, y ellos también estarían sujetos a la muerte
térmica a medida que el universo se enfriase y expandiese. Otras explicaciones de la energía oscura-
llamadas teorías de la energía fantasma sugieren que los cúmulos de galaxias y finalmente las galaxias
mismas se desgarrarán por la eterna expansión del universo, en el llamado Big Rip.
Física especulativa más allá del Big Bang
A pesar de que el modelo del Big Bang se encuentra bien establecido en la cosmología, es probable que se
redefina en el futuro. Se tiene muy poco conocimiento sobre el universo más temprano, durante el cual se
postula que ocurrió la inflación. También es posible que en esta teoría existan porciones del Universo mucho
más allá de lo que es observable en principio. En la teoría de la inflación, esto es un requisito: La expansión
exponencial ha empujado grandes regiones del espacio más allá de nuestro horizonte observable. Puede ser
posible deducir qué ocurrió cuando tengamos un mejor entendimiento de la física a altas energías. Las
especulaciones hechas al respecto, por lo general involucran teorías de gravedad cuántica.
Algunas propuestas son:
 Inflación caótica.
 Cosmología de branas, incluyendo el modelo ekpirótico, en el cual el Big Bang es el resultado de una
colisión entre membranas.
 Un universo oscilante en el cual el estado primitivo denso y caliente del universo temprano deriva del Big
Crunch de un universo similar al nuestro. El universo pudo haber atravesado un número infinito de big
bangs y big crunchs. El cíclico, una extensión del modelo ekpirótico, es una variación moderna de esa
posibilidad.
 Modelos que incluyen la condición de contorno de Hartle-Hawking, en la cual totalidad del espacio-tiempo es
finito. Algunas posibilidades son compatibles cualitativamente unas con otras. En cada una se encuentran
involucradas hipótesis aún no testeadas.

19. Interpretaciones filosóficas y religiosas
Existe un gran número de interpretaciones sobre la teoría del Big Bang que son completamente especulativas o
extra-científicas. Algunas de estas ideas tratan de explicar la causa misma del Big Bang (primera causa), y
fueron criticadas por algunos filósofos naturalistas por ser solamente nuevas versiones de la creación. Algunas
personas creen que la teoría del Big Bang brinda soporte a antiguos enfoques de la creación, como por
ejemplo el que se encuentra en el Génesis (vercreacionismo), mientras otros creen que todas las teorías del
Big Bang son inconsistentes con las mismas.
El Big Bang como teoría científica no se encuentra asociado con ninguna religión. Mientras algunas
interpretacionesfundamentalistas de las religiones entran en conflicto con la historia del universo postulada por
la teoría del Big Bang, la mayoría de las interpretaciones son liberales. A continuación sigue una lista de varias
interpretaciones religiosas de la teoría del Big Bang (que son hasta cierto punto incompatibles con la propia
descripción científica del mismo):
 En la Biblia cristiana aparecen dos versículos que hablarían del big bang y el big crunch: «Él está sentado
sobre el círculo de la tierra, cuyos moradores son como langostas; él extiende los cielos como una cortina,
los despliega como una tienda para morar» (Isaías 40.22). «Y todo el ejército de los cielos se disolverá, y
se enrollarán los cielos como un libro; y caerá todo su ejército como se cae la hoja de la parra, y como se
3
cae la de la higuera» (Isaías 34.4).
 La Iglesia Católica Romana ha aceptado el Big Bang como una descripción del origen del Universo. Se
ha sugerido que la teoría del Big Bang es compatible con las vías de santo Tomás de Aquino, en
especial con la primera de ellas sobre el movimiento, así como con la quinta.
 Algunos estudiantes del Kabbalah, el deísmo y otras fes no antropomórficas, concuerdan con la teoría del
Big Bang, conectándola por ejemplo con la teoría de la "retracción divina" (tzimtzum) como es explicado
por el judío Moisés Maimónides.
 Algunos musulmanes modernos creen que el Corán hace un paralelo con el Big Bang en su relato sobre la
creación: «¿No ven los no creyentes que los cielos y la Tierra fueron unidos en una sola unidad de
creación, antes de que nosotros los separásemos a la fuerza? Hemos creado todos los seres vivientes a
partir del agua» (capítulo 21, versículo 30). El Corán también parece describir un universo en expansión:
«Hemos construido el cielo con poder, y lo estamos expandiendo» (52.47).
 Algunas ramas teístas del hinduismo, tales como las tradiciones vishnuistas, conciben una teoría de la
creación con ejemplos narrados en el tercer canto del Bhagavata Purana (principalmente, en los capítulos
10 y 26), donde se describe un estado primordial se expande mientras el Gran Vishnú observa,
transformándose en el estado activo de la suma total de la materia (prakriti).
 El budismo posee una concepción del universo en el cual no hay un evento de creación. Sin embargo, no
parece ser que la teoría del Big Bang entrara en conflicto con la misma, ya que existen formas de obtener
un universo eterno según el paradigma. Cierto número de populares filósofos Zen estuvieron muy
interesados, en particular, por el concepto deluniverso oscilante.

TEORÍA DE LA RELATIVIDAD
La teoría de la relatividad incluye dos teorías (la de la relatividad especial y la de la relatividad general) formuladas
por Albert Einstein a principios del siglo XX, que pretendían resolver la incompatibilidad existente entre la mecánica
newtoniana y el electromagnetismo.
La primera teoría, publicada en 1905, trata de la física del movimiento de los cuerpos en ausencia de
fuerzas gravitatorias, en el que se hacían compatibles las ecuaciones de Maxwell del electromagnetismo con una
reformulación de las leyes del movimiento. La segunda, de 1915, es una teoría de la gravedad que reemplaza a la
gravedad newtoniana pero coincide numéricamente con ella encampos gravitatorios débiles. La teoría general se
reduce a la teoría especial en ausencia de campos gravitatorios.

20. No fue hasta el 7 de marzo de 2010 cuando fueron mostrados públicamente los manuscritos originales de Einstein
por parte de la Academia Israelí de Ciencias, aunque la teoría se había publicado en 1905. El manuscrito tiene 46
páginas de textos y fórmulas matemáticas redactadas a mano, y fue donado por Einstein a la Universidad Hebrea de
1 2 3
Jerusalén en 1925 con motivo de su inauguración. Sello de correos soviético cuyo motivo es Albert Einstein con su famosa
ecuación E = mc2.
Conceptos principales
La idea esencial de ambas teorías es que dos observadores que se mueven relativamente uno al lado del otro con
distinta velocidad, (si la diferencia es mucho menor que la velocidad de la luz, no resulta apreciable), a menudo
obtendrán diferentes medidas del tiempo (intervalos de tiempo) y el espacio (distancias) para describir las mismas
series de eventos. Es decir, la percepción del espacio y el tiempo depende del estado de movimiento del observador
o es relativa al observador. Sin embargo, a pesar de esta relatividad del espacio y el tiempo, existe una forma más
sutil de invariancia física, ya que el contenido de las leyes físicas será el mismo para ambos observadores. Esto
último significa que, a pesar de que los observadores difieran en el resultado de medidas concretas de magnitudes
espaciales y temporales, encontrarán que las ecuaciones que relacionan las magnitudes físicas tienen la misma
forma, con independencia de su estado de movimiento. Este último hecho se conoce como principio de covariancia.
Relatividad especial
La teoría de la relatividad especial, también llamada teoría de la relatividad restringida, publicada por Einstein en
1905, describe la física del movimiento en el marco de un espacio-tiempo plano, describe correctamente el
movimiento de los cuerpos incluso a grandes velocidades y sus interacciones electromagnéticas y se usa
básicamente para estudiar sistemas de referencia inerciales. Estos conceptos fueron presentados anteriormente
por Poincaré y Lorentz, que son considerados como originadores de la teoría. Si bien la teoría resolvía un buen
número de problemas del electromagnetismo y daba una explicación del experimento de Michelson-Morley, esta
teoría no proporciona una descripción relativista del campo gravitatorio.
Tras la publicación del artículo de Einstein, la nueva teoría de la relatividad especial fue aceptada en unos pocos
años por la práctica totalidad de los físicos y los matemáticos, de hecho personas como Poincaré o Lorentz habían
estado muy cerca de llegar al mismo resultado que Einstein. La forma geométrica definitiva de la teoría se debe
a Hermann Minkowski, antiguo profesor de Einstein en la Politécnica de Zürich; acuñó el término "espacio-
4
tiempo" (Raumzeit) y le dio la forma matemática adecuada. El espacio-tiempo de Minkowski es
una variedad tetradimensional en la que se entrelazaban de una manera insoluble las tres dimensiones espaciales y
el tiempo. En este espacio-tiempo de Minkowski, el movimiento de una partícula se representa mediante su línea de
universo (Weltlinie), una curva cuyos puntos vienen determinados por cuatro variables distintas: las tres dimensiones
espaciales ( , , ) y el tiempo ( ). El nuevo esquema de Minkowski obligó a reinterpretar los conceptos de la
métrica existentes hasta entonces. El concepto tridimensional de punto fue sustituido por el de evento. La magnitud
de distancia se reemplaza por la magnitud de intervalo.
Relatividad general
La relatividad general fue publicada por Einstein en 1915, y fue presentada como conferencia en la Academia de
Ciencias Prusiana el 25 de noviembre. La teoría generaliza el principio de relatividad de Einstein para
un observadorarbitrario. Esto implica que las ecuaciones de la teoría deben tener una forma de covariancia más
general que la covariancia de Lorentz usada en la teoría de la relatividad especial. Además de esto, la teoría de la
relatividad general propone que la propia geometría del espacio-tiempo se ve afectada por la presencia de materia,
de lo cual resulta una teoría relativista del campo gravitatorio. De hecho la teoría de la relatividad general predice
que el espacio-tiempo no será plano en presencia de materia y que la curvatura del espacio-tiempo será percibida
como un campo gravitatorio.
Debe notarse que el matemático alemán David Hilbert escribió e hizo públicas las ecuaciones de la covarianza antes
que Einstein. Ello resultó en no pocas acusaciones de plagio contra Einstein, pero probablemente sea más, porque
es una teoría (o perspectiva) geométrica. La misma postula que la presencia de masa o energía «curva» al espacio-
tiempo, y esta curvatura afecta la trayectoria de los cuerpos móviles e incluso la trayectoria de la luz.

21. Formalismo de la teoría de la relatividad
Partículas
En teoría de la relatividad una partícula puntual queda representada por un par , donde es una
curva diferenciable, llamadalínea de universo de la partícula, y m es un escalar que representa la masa en reposo. El
vector tangente a esta curva es un vector temporalllamado cuadrivelocidad, el producto de este vector por la masa
en reposo de la partícula es precisamente el cuadrimomento. Este cuadrimomento es un vector de cuatro
componentes, tres de estas componentes se denominan espaciales y representan el análogo relativista del momento
lineal de la mecánica clásica, la otra componente denominada componente temporal representa la generalización
relativista de la energía cinética. Además dada una curva arbitraria en el espacio-tiempo puede definirse a lo largo
de ella el llamado intervalo relativista, que se obtiene a partir del tensor métrico, el intervalo relativista medido a lo
largo de la trayectoria de una partícula es proporcional al intervalo detiempo propio o intervalo de tiempo percibido
por dicha partícula.
Campos
Cuando se consideran campos o distribuciones continuas de masa se necesita algún tipo de generalización para la
noción de partícula. Un campo físico posee momentum y energía distribuidos en el espacio-tiempo, el concepto de
cuadrimomento se generaliza mediante el llamado tensor de energía-impulso que representa la distribución en el
espacio-tiempo tanto de energía como de momento lineal. A su vez un campo dependiendo de su naturaleza puede
representarse por un escalar, un vector o un tensor. Por ejemplo el campo electromagnético se representa por un
tensor de segundo orden totalmente antisimétrico o 2-forma. Si se conoce la variación de un campo o una
distribución de materia, en el espacio y en el tiempo entonces existen procedimientos para construir su tensor de
energía-impulso.
Magnitudes físicas
En relatividad, estas magnitudes físicas son representadas por vectores 4-dimensionales o bien por objetos
matemáticos llamados tensores, que generalizan los vectores, definidos sobre un espacio de cuatro dimensiones.
Matemáticamente estos 4-vectores y 4-tensores son elementos definidos del espacio vectorial tangente al espacio-
tiempo (y los tensores se definen y se construyen a partir del fibrado tangente o cotangente de la variedad que
representa el espacio-tiempo).
5 6
Correspondencia entre E3 y M4
Espacio tridimensional euclideo Espacio-tiempo de Minkowski
Punto Evento
Distancia Intervalo
Velocidad Tetravelocidad

22. Momentum Tetramomentum
El intervalo relativista
El intervalo relativista puede definirse en cualquier espacio-tiempo sea este plano como en la relatividad especial o
curvo como en relatividad general. Sin embargo por simplicidad discutiremos inicialmente el concepto de intervalo
para el caso de un espacio-tiempo plano. El tensor métrico del espacio-tiempo plano de Minkowski se designa con la
7
letra y en coordenadas galileanas o inerciales toma la siguiente forma:
El intervalo, la distancia tetradimensional, se representa mediante la expresión se calcula del siguiente modo:
Los intervalos pueden ser clasificados en tres categorías: Intervalos espaciales (cuando ds2 es
negativo), temporales (sids2 es positivo) y nulos (cuando ). Como el lector habrá podido comprobar, los
intervalos nulos son aquellos que corresponden a partículas que se mueven a la velocidad de la luz, como los
fotones: La distancia dl2 recorrida por el fotón es igual a su velocidad (c) multiplicada por el tiempo y por lo tanto el
intervalo se hace nulo.
Reproducción de un cono de luz, en el que se representan dos dimensiones espaciales y una temporal (eje de ordenadas). El observador
se sitúa en el origen, mientras que el futuro y el pasado absolutos vienen representados por las partes inferior y superior del eje temporal.
El plano correspondiente a t = 0 se denomina plano de simultaneidad o hipersuperficie de presente. Los sucesos situados dentro de los
conos están vinculados al observador por intervalos temporales. Los que se sitúan fuera, por intervalos espaciales.
Los intervalos nulos pueden ser representados en forma de cono de luz, popularizados por el celebérrimo libro
de Stephen Hawking, Historia del Tiempo. Sea un observador situado en el origen, el futuro absoluto (los sucesos
que serán percibidos por el individuo) se despliega en la parte superior del eje de ordenadas, el pasado absoluto (los
sucesos que ya han sido percibidos por el individuo) en la parte inferior, y el presente percibido por el observador en
el punto 0. Los sucesos que están fuera del cono de luz no nos afectan, y por lo tanto se dice de ellos que están
situados en zonas del espacio-tiempo que no tienen relación de causalidad con la nuestra.
Imaginemos, por un momento, que en la galaxia Andrómeda, situada a 2 millones de años luz de nosotros, sucedió
un cataclismo cósmico hace 100.000 años. Dado que 1) la luz de Andrómeda tarda 2 millones de años en llegar
hasta nosotros y 2) nada puede viajar a una velocidad superior a la de los fotones, es evidente, que no tenemos
manera de enterarnos de lo que sucedió en dicha Galaxia hace tan sólo 100.000 años. Se dice por lo tanto que el
intervalo existente entre dicha hipotética catástrofe cósmica y nosotros, observadores del presente, es un intervalo
espacial(ds2 < 0), y por lo tanto, no puede afectar a los individuos que en el presente viven en la Tierra: Es decir, no
existe relación de causalidad entre ese evento y nosotros.
Análisis El único problema con esta hipótesis, es que a el entrar en un agujero negro, se anula el espacio tiempo, y
como ya sabemos, algo que contenga algún volumen o masa, debe tener como mínimo un espacio donde ubicarse,
el tiempo en ese caso, no tiene mayor importancia, pero el espacio juega un rol muy importante en la ubicación de
volúmenes, por lo que esto resulta muy improbable, pero no imposible para la tecnología.
Podemos escoger otro episodio histórico todavía más ilustrativo: El de la estrella de Belén, tal y como fue
interpretada porJohannes Kepler. Este astrónomo alemán consideraba que dicha estrella se identificaba con una
supernova que tuvo lugar el año 5 a. C., cuya luz fue observada por los astrónomos chinos contemporáneos, y que
vino precedida en los años anteriores por varias conjunciones planetarias en la constelación de Piscis. Esa
supernova probablemente estalló hace miles de años atrás, pero su luz no llegó a la tierra hasta el año 5 a. C. De
ahí que el intervalo existente entre dicho evento y las observaciones de los astrónomos egipcios y megalíticos (que
tuvieron lugar varios siglos antes de Cristo) sea un intervalo espacial, pues la radiación de la supernova nunca pudo
llegarles. Por el contrario, la explosión de la supernova por un lado, y las observaciones realizadas por los tres
magos en Babilonia y por los astrónomos chinos en el año 5 a. C. por el otro, están unidas entre sí por un intervalo
temporal, ya que la luz sí pudo alcanzar a dichos observadores.

23. El tiempo propio y el intervalo se relacionan mediante la siguiente equivalencia: , es decir, el intervalo es
igual al tiempo local multiplicado por la velocidad de la luz. Una de las características tanto del tiempo local como del
intervalo es su invarianza ante las transformaciones de coordenadas. Sea cual sea nuestro punto de referencia, sea
cual sea nuestra velocidad, el intervalo entre un determinado evento y nosotros permanece invariante.
Esta invarianza se expresa a través de la llamada geometría hiperbólica: La ecuación del intervalo tiene la
estructura de una hipérbola sobre cuatro dimensiones, cuyo término independiente coincide con el valor del
cuadrado del intervalo ( ), que como se acaba de decir en el párrafo anterior, es constante.
Las asíntotas de la hipérbola vendrían a coincidir con el cono de luz.
Cuadrivelocidad, aceleración y cuadrimomentum
En el espacio-tiempo de Minkowski, las propiedades cinemáticas de las partículas se representan fundamentalmente
por tres magnitudes: La cuadrivelocidad (o tetravelocidad) , la cuadriaceleración y el cuadrimomentum (o
tetramomentum).
La cuadrivelocidad es un cuadrivector tangente a la línea de universo de la partícula, relacionada con la velocidad
coordenada de un cuerpo medida por un observador en reposo cualquiera, esta velocidad coordenada se define
con la expresión newtoniana dxi / dt, donde son el tiempo coordenado y las coordenadas
espaciales medidas por el observador, para el cual la velocidad newtoniana ampliada vendría dada
por . Sin embargo, esta medida newtoniana de la velocidad no resulta útil en teoría de la
relatividad, porque las velocidades newtonianas medidas por diferentes observadores no son fácilmente
relacionables por no ser magnitudes covariantes. Así en relatividad se introduce una modificación en las expresiones
que dan cuenta de la velocidad, introduciendo un invariante relativista. Este invariante es precisamente el tiempo
propio de la partícula que es fácilmente relacionable con el tiempo coordenado de diferentes observadores. Usando
la relación entre tiempo propio y tiempo coordenado: se define lacuadrivelocidad
[propia] multiplicando por las de la velocidad coordenada: u = vαγ = dxi / dτ.
α
La velocidad coordenada de un cuerpo con masa depende caprichosamente del sistema de referencia que
escojamos, mientras que la cuadrivelocidad propia es una magnitud que se transforma de acuerdo con el principio
de covariancia y tiene un valor siempre constante equivalente al intervalo dividido entre el tiempo propio (ds / dτ), o lo
que es lo mismo, a la velocidad de la luz c. Para partículas sin masa, como los fotones, el procedimiento anterior no
se puede aplicar, y la cuadrivelocidad puede definirse simplemente como vector tangente a la trayectoria seguida por
los mismos.
La cuadriaceleración puede ser definida como la derivada temporal de la cuadrivelocidad (ai = dui / dτ). Su magnitud
es igual a cero en los sistemas inerciales, cuyas líneas del mundo son geodésicas, rectas en el espacio-tiempo llano
de Minkowski. Por el contrario, las líneas del mundo curvadas corresponden a partículas con aceleración diferente
de cero, a sistemas no inerciales.
Junto con los principios de invarianza del intervalo y la cuadrivelocidad, juega un papel fundamental la ley de
conservación del cuadrimomentum. Es aplicable aquí la definición newtoniana del momentum ( ) como
la masa (en este caso conservada, μ) multiplicada por la velocidad (en este caso, la cuadrivelocidad), y por lo tanto
sus componentes son los siguientes: , teniendo en cuenta que . La cantidad
de momentum conservado es definida como la raíz cuadrada de la norma del vector de cuadrimomentum. El
momentum conservado, al igual que el intervalo y la cuadrivelocidad propia, permanece invariante ante las
transformaciones de coordenadas, aunque también aquí hay que distinguir entre los cuerpos con masa y los
fotones. En los primeros, la magnitud del cuadriomentum es igual a la masa multiplicada por la velocidad de la
luz ( | p | = μc). Por el contrario, el cuadrimomentum conservado de los fotones es igual a la magnitud de
su momentum tridimensional ( | p | = p).
Como tanto la velocidad de la luz como el cuadrimomentum son magnitudes conservadas, también lo es su
producto, al que se le da el nombre de energía conservada (Econ = | p | c), que en los cuerpos con masa equivale a