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INTRODUCCIÓN ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA

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El Bin Bang

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Las partículas y las fuerzas
Los fermiones: quarks y leptones
Los bosones: portadores de fuerzas
Las teorías de gran unificación
La teoría del Todo
Las partículas virtuales

La era de Planck y la inflación
La era de Planck
La era inflacionaria
La homogeneidad del Universo
La planitud del Universo
La aparición de la materia y la bariogénesis

La evolución de la materia
El confinamiento de los quarks y la era hadrónica
El desacoplamiento de los neutrinos y la era leptónica
La nucleosíntesis primordial
La recombinación y la radiación fósil
Las fluctuaciones de densidad primordiales

Algunas curiosidades
La dualidad onda-partícula
La paradoja EPR y la no separabilidad
El ajuste de las constantes fundamentales
El gato de Schrödinger
Los universos paralelos

 

 

 

Universe_expansion_es

Según la teoría del Big Bang, el Universo se originó en una singularidad espaciotemporal de densidad infinita matemáticamente paradójica. El universo se ha expandido desde entonces, por lo que los objetos astrofísicos se han alejado unos respecto de los otros.

 

La homogeneidad del Universo

Uno de los grandes problemas de la cosmología que el escenario de la inflación ha permitido solucionar, es el de la homogeneidad del Universo.

La isotropía de la radiación fósil

Uno de los argumentos en favor de la teoría del Big bang es la existencia de una "radiación electromagnética calificada de fósil", que llena el Universo y es detectable en todas las direcciones del cielo. Esta radiación corresponde, con una enorme precisión, a la de un cuerpo oscuro que tiene una temperatura de 2,7 grados por encima del cero absoluto, y su intensidad máxima se encuentra en el campo de las microondas.

La radiación fósil fue descubierta por casualidad en 1964. En los años ochenta, las observaciones comenzaron a mostrar que la radiación parecía isotrópica, es decir, su intensidad era muy similar en todas las direcciones del cielo, con la precisión de los instrumentos de la época. Por supuesto, la isotropía sólo aparecía cuando se corregían las medidas para tener en cuenta efectos tales como la rotación de la Tierra o las emisiones micro-ondas de la Vía Láctea.

En 1989 se lanzó el satélite COBE, que tenía por misión estudiar la radiación fósil con gran precisión, en particular, las variaciones de su intensidad con la dirección en el cielo. COBE confirmó que la temperatura de la radiación era casi la misma en todas las direcciones del cielo, con una variación relativa inferior a una cien-milésima. Este resultado fue confirmado por las observaciones aún más precisas del satélite WMAP, lanzado en 2001.

La homogeneidad del Universo

Esta observación era especialmente interesante, ya que la radiación procedente de dos regiones diferentes del cielo sólo puede ser idéntica si estas regiones han estado vinculadas en una cierta época. Si dos zonas del cielo habían sido siempre independientes, sus temperaturas no tendrían ninguna razón de ser las mismas. Hay, pues, en un momento dado, un intercambio de información entre las dos y, según la relatividad restringida, este intercambio se realiza mejor a la velocidad de la luz.

Es esta constatación que plantea un problema. Los fotones procedentes de dos regiones opuestas del cielo apenas han conseguido alcanzar nuestro pequeño rincón del Universo. Sólo han hecho la mitad del camino necesario para una transferencia de información. Así pues, es difícil encontrar dos zonas tan causalmente independientes. ¿Cómo explicar entonces que estas regiones hayan emitido una radiación idéntica? De manera más general, ¿cómo la radiación fósil puede ser tan isotrópica, prácticamente idéntica en todas las direcciones?

La explicación por la inflación

Esta cuestión dejó perpleja a la comunidad astronómica hasta que el argumento de la inflación vino a aportar una explicación muy simple.

En efecto, antes de la era inflacionaria, el tamaño del Universo era alrededor de 1050 (1 seguido de 50 ceros) veces más pequeño que ahora. La porción del Universo que podemos observar hoy día sólo ocupaba entonces una región minúscula, infinitamente más pequeña que un núcleo atómico. La luz, o sea, la información, no tenía ningún problema para cruzar esta región microscópica, aunque sólo tenía 10-35  segundos a su disposición antes de que la inflación se ponga en marcha.

En consecuencia, todas las regiones del Universo observables hoy en día estaban causalmente vinculadas antes del principio de la inflación, y la información sobre la temperatura podía fácilmente intercambiarse. Después de eso, el tamaño del Universo fue desmultiplicado y conducido a una radiación homogénea en regiones que nos parecen a primera vista independientes hoy.

El segundo gran problema cosmológico que la inflación ha permitido solucionar es el de la planitud del Universo.

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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