Aniversario y mudanza





Miembros de la Fundación.

El 23 de Junio del 2010 comenzamos con este blog, enfocado a la divulgación científica en español, el cual, hasta el momento de redactar estas líneas, cuenta con 17 seguidores adscritos, 18,307 visitas, 35 fans en facebook, y 138 seguidores en Twitter. Se realizaron 85 entradas (Post), se recibió el acceso a diversos grupos importantes (La ReduxNet, los diversos carnavales científicos en español - Matemáticas, Física, Química, Biología y Geología - y recientemente, Cosmonoticias), además, como un complemento se comenzó a trabajar en otros tres blogs:
  1.  El Cerebro de Broca, en donde se estaban tratando temas relacionados con las pseudociencias, este inició el 05 de julio de 2010 y hasta el día de hoy, ha recibido 4180 visitas.
  2. Headnet, el podcast oficial de La Enciclopedia Galáctica, que inició operaciones el 14 de agosto de 2010, y obtuvo 72 visitas.
  3. Finalmente, La Bóveda del Tiempo, dedicado a explicar con un poco más de detalle el origen y la evolución del Universo, creado el 13 de agosto de 2010, este solo ostenta tres entradas, y ha recibido 2334 visitantes.
Ahora bien, esto ha servido como un breve resumen de lo que ha sido mi actividad en la 'blogosfera' científica el último año, y lo hago con el fin de agradecer sus visitas, comentarios, recomendaciones, 'retwitts', '#FF', etc., y a su vez, anunciarles con bombo y platillo que, a partir de hoy, pueden encontrarnos en http://laenciclopediagalactica.info/, en este sitio, se integran los cuatro blogs que actualmente gestiono, los medios de contacto que mantenemos, serán los mismos, no me queda mas que agradecer el tiempo que le han dedicado a visitar este y los demás sitios, espero seguir contando con el favor de su preferencia y los espero en la nueva página.

Gracias!!!!!

Cosmología del Big Bang. Parte 02




Ecuaciones de Movimiento de Friedmann – Lemaître
Las ecuaciones cosmológicas de movimiento son derivadas de las ecuaciones de Einstein:
(Ec. 6)

Gliner y Zeldovich son los pioneros de la visión moderna, en la cual el término Λ es tomado para el rhs e interpretado como un momento energético efectivo del tensor Τμν, para el vacío de Λgμν/8πGN. Es común asumir que la materia contenida en el Universo es un fluido perfecto, por lo cual:
(Ec. 7)

Donde gμν es el espacio tiempo descrito por la Ec. 1, p es la presión isotrópica, ρ es la densidad de la energía y u = (1, 0, 0, 0) es el vector de velocidad para el fluido isotrópico en co-movimientos coordinados. Con el origen del fluido perfecto, las ecuaciones de Einstein nos dirigen a las ecuaciones de Friedmann – Lemaître:
(Ec. 8)
Y

(Ec. 9)
Donde H(t) es el parámetro Hubble y Λ es la constante cosmológica. La primera de ellas es llamada Ecuación de Firedmann. La ecuación de la energía por medio de Tμν = 0, nos lleva a una tercera ecuación útil (La cual puede derivarse de la Ec. 8 y la Ec. 9):
(Ec. 10)



La Ec. 10 puede también derivarse simplemente como una consecuencia de la primera ley de la termodinámica.

La Ec. 8 tiene una sencilla analogía mecánica clásica si desatendemos (Por el momento) el término cosmológico Λ. Al interpretar –k/R2 ‘Newtonianamente’ como una ‘energía total’, entonces vemos que la evolución del Universo se rige por una competencia entre la energía potencial (8πGNρ/3) y el término cinético (/R)2. Para Λ = 0, es claro que el Universo debe estarse expandiendo o contrayendo (Excepto en el punto previo al colapso en un Universo cerrado). El destino definitivo del Universo está determinado por la constante de curvatura k. Para k = +1, el Universo se re-colapsaría en un tiempo finito, mientras que para k = 0, -1, el Universo se expandirá indefinidamente. Estas conclusiones simples pueden alterarse cuando Λ ≠ 0, o de una forma general, cuando algún componente con (ρ + 3p) < 0.

Definición de los Parámetros Cosmológicos

Además del parámetro de Hubble, es útil para definir otros parámetros cosmológicos medibles. La Ecuación de Friedmann puede ser utilizada para definir una densidad crítica como k = 0 cuando Λ = 0.

(Ec. 11)

Donde el parámetro escalar Hubble, h es definido por:

(Ec. 12)

El parámetro de densidad cosmológica Ωtot es definido como la densidad relativa de energía para la densidad crítica:

(Ec. 13)

Nótese que uno puede reescribir la Ecuación de Friedmann como:

(Ec. 14)

De la Ec. 14 podemos observar que cuando Ωtot > 1, k = +1 y Universo es cerrado, cuando Ωtot < 1, k = -1 y el Universo es abierto, y cuando Ωtot = 1, k = 0 y el Universo es un espacialmente plano.

Frecuentemente es necesario para distinguir diferentes contribuciones a la densidad. Por lo tanto es conveniente definir los parámetros de densidad actuales para materia sin presión (Ωm) y partículas relativistas (Ωr), más la cantidad ΩΛ = Λ/3H2. En más modelos generales, deseamos desechar la suposición de que la densidad de la energía de vacío es constante, y por lo tanto el parámetro de densidad actual es indicado por ΩΛ. La Ecuación de Friedmann entonces es:

(Ec. 15)

Donde el subíndice 0 (cero) indica los valores actuales. Así, esta es la suma de las densidades de la materia, partículas relativistas y el vacío, que determina la señal global de la curvatura. Nótese que la cantidad –k/R20H20 es en ocasiones referida como Ωk. Este uso es desafortunado: Anima a pensar en la curvatura como una contribución a la densidad de la energía del Universo, lo cual no es correcto.

En la siguiente entrada o publicación será acerca de las soluciones al modelo estándar (A la ecuación general de estado, la radiación y materia que dominan el Universo y la energía de vacío).
 

Cosmología del Big Bang. Parte 01


Introducción al Modelo Estándar.
La expansión observada del Universo es un resultado natural (Casi inevitable) de cualquier modelo cosmológico homogéneo e isotrópico basado en la relatividad general. Sin embargo, por sí mismo, la expansión de Hubble no proporciona la evidencia suficiente para lo que nosotros generalmente nos referimos como el modelo cosmológico del Big Bang. Mientras la relatividad general es en principio capaz de describir la cosmología de cualquier distribución de materia, es extremadamente afortunado de que nuestro Universo aparezca como homogéneo e isotrópico en grandes escalas. Juntos, la homogeneidad y la isotropía nos permiten extender el Principio de Copérnico al Principio Cosmológico afirmando que todas las posiciones espaciales en el Universo son esencialmente equivalentes.
La formulación del modelo del Big Bang inicia en la década de 1940 con el trabajo de George Gamow y sus colaboradores, Alpher y Herman. Con el fin de dar cuenta de la posibilidad de la abundancia de elementos tiene un origen cosmológico, esto propone que el Universo primitivo fue una vez muy caliente y denso (Lo suficiente para permitir el proceso de nucleosíntesis del hidrógeno) y se expandió y enfrió a su estado actual. En 1948, Alpher y Herman predijeron que una consecuencia directa de este modelo es la presencia de un vestigio de radiación de fondo con una temperatura del orden de unos pocos Kelvin. Por supuesto, esta radiación se observó 16 años después que la radiación cósmica de fondo. De hecho, esta fue la observación de la radiación de 3 K que señaló al modelo del Big Bang como el primer candidato para describir nuestro Universo. El trabajo subsecuente en la nucleosíntesis del Big Bang adicional, confirmó la necesidad de un pasado caliente y denso. Los modelos cosmológicos relativistas enfrentan serios problemas con sus condiciones iniciales para los cuales la mejor solución moderna es la cosmología inflacionaria, de la cual platicaré en un ‘post’ posterior. De ser correcto, estas ideas podrían hacer que el término ‘Big Bang’ sea redundante, desde que fue acuñado por Hoyle para representar una crítica de la falta de comprensión de las condiciones iniciales.
El Universo de Robertson-Walker
La homogeneidad e isotropía observadas nos permiten describir la geometría general y la evolución del Universo en términos de dos parámetros cosmológicos estimados para la curvatura espacial y la expansión general (o contracción) del Universo. Estas dos cantidades aparecen en la mayoría de las expresiones generales para las métricas del espacio-tiempo las cuales tienen un (3D) sub-espacio máximo simétrico de un espacio-tiempo 4D, conocida como la métrica de Robertson-Walker:

Nótese que adoptamos c=1 en todo. Ajustando la base de la coordenada radial, podemos escoger la constante de curvatura k, para tomar solo los valores discretos +1, -1, o 0 que corresponden a geometrías cerradas, abiertas o espaciales planas. En este caso, frecuentemente es más conveniente re-expresar la métrica como:
(Ec.2)
Donde la función Sk (X) es (Sen X, X, Senh X) para k = (-1, 0, +1). La coordenada r (En la Ec. 1 y el ‘ángulo’ X en la Ec. 2 son ambos adimensionales. Las dimensiones están asignadas a R(t), la cual es el factor de la escala cosmológica que determina las distancias apropiadas en términos de coordinadas móviles. Una alternativa común es definir un factor de escalas dimensionales, a(t) = R(t)/R0, donde R0 R (t0) es R en la época presente. Es también conveniente en ocasiones definir un tiempo adimensional o de coordenadas de tiempo conformes, η, por dη = dt/R(t). A lo largo de constantes secciones espaciales, el tiempo adecuado es definido por la coordenada de tiempo, t. Similarmente, para dt= dΦ = dφ= 0, la distancia adecuada es dada por R(t)x.

El desplazamiento al rojo

El desplazamiento al rojo cosmológico es una consecuencia directa de la expansión Hubble, determinada por R(t). Un observador local detecta luz de un emisor a distancia y ve un desplazamiento al rojo en la frecuencia. Podemos definir al desplazamiento al rojo como

(Ec. 3)

Donde V1 es la frecuencia de la luz emitida, V2 es la frecuencia observada y V12 es la velocidad relativa entre el emisor y el observador. Mientras la definición z=(V1-V2)/V2 es válida en todas las distancias escalares, relacionar el desplazamiento al rojo con la velocidad relativa es simple solo en escalas pequeñas (Menor que las escalas cosmológicas) como la velocidad de expansión es no relativista. Para señales de luz, podemos utilizar la métrica otorgada en la Ec. 1 y ds2=0 para escribir:

(Ec. 4)

Donde δr(δt) es la coordenada radial (temporal) de separación entre el emisor y el observador. De este modo, obtenemos la relación simple entre el desplazamiento al rojo y el factor escalar:

(Ec. 5)

Este resultado no depende de la aproximación no relativista.

Bueno, por hoy, aquí concluiremos, en el siguiente post, hablaremos de las Ecuaciones de Movimiento de Friedmann – Lemaître y la Definición de los Parámetros Cosmológicos.

 
(Ec.1)

La Teoría de la Gran Explosión (Big Bang)


Es un modelo cosmológico para explicar el origen de la materia, energía, espacio y tiempo, esta teoría afirma que universo empezó en un cierto punto en el pasado distante (las estimaciones rondan los 15 mil millones de años) expandiéndose desde un estado primordial de gran calor y densidad. El término también es utilizado para describir una explosión que estalló en el inicio del espacio y el tiempo, con lo que se formó el Universo. Concebido primero por astrónomos y físicos a principios del siglo XX, fue confirmado de forma efectiva después de la segunda mitad del siglo mencionado, una vez que se construyeron nuevos telescopios y computadoras que hicieron posible observar cada vez más lejos en el Universo y procesar la enorme cantidad de datos que esas observaciones generaron. El término "Big Bang" proviene de una hipótesis subyacente, de que el Universo no es eterno pero emergió de repente, de una casi incomprensible y vasta explosión.

Los científicos entienden que la teoría del Big Bang emerge de dos campos diferentes de investigación: Física Teórica y Astronomía Observacional. De acuerdo a lo que se denomina los modelos Friedmann (Medidas complejas nombradas así por Alexander Friedmann, un físico soviético de principios del Siglo XX, quien fue el que las desarrollo), esta teoría se forma de dos de las más importantes teorías de la física del Siglo XX: El Principio Cosmológico y la Teoría de la Relatividad General de Einstein. Esta convergencia de ideas, proporciona el apuntalamiento teórico de la teoría del Big Bang.

Los astrónomos han hecho sus propias confirmaciones de la Teoría del Big Bang. Analizando la luz que viaja de otras galaxias, se han observado las longitudes de onda cortas y largas, proporcionales a la distancia de las galaxias a la Tierra, indicando que se están alejando de nosotros y de este modo, el espacio mismo se está expandiendo. La existencia de la radiación cósmica de microondas, un remanente de plasma caliente ionizado de los principios del Universo, ofrece más pruebas a favor del Big Bang, así como la distribución de elementos pesados y ligeros en el Universo.

Línea de Tiempo del Big Bang



La teoría del Big Bang plantea la hipótesis de que el tiempo 'entra en escena' en el origen del Universo. La primera etapa es conocida como la era Planck. Esta era fue breve en extremo (1 X 10E-43 segundos, también conocido tiempo Planck), durante este periodo, las cuatro fuerzas del Universo (Gravedad, Energía Electromagnética y las Fuerzas Nucleares, Débil y Fuerte) eran teóricamente iguales una de otra, lo que implica que podría haber existido un campo unificado de fuerzas. La era Planck fue inestable en extremo, con las cuatro fuerzas evolucionando rápidamente en sus formas actuales, comenzando con la gravedad, siguiéndolo la fuerza nuclear fuerte  (que unió protones y neutrones en los núcleos atómicos), posteriormente la fuerza nuclear débil (asociada con el decaimiento radioactivo, es 100 veces más débil que la fuerza nuclear fuerte) y finalmente la energía electromagnética. Este proceso es conocido como rompimiento simétrico y dio lugar a un periodo más largo en la historia del Universo (aproximadamente, una millonésima de segundo, aún demasiado breve en lo que consideramos el tiempo ordinario), conocido como la "era de la inflación". Los físicos, sin embargo, no tienen aún la certeza de que fuerza fue la que guió esta inflación. A un segundo de edad, el Universo consistía de energía fundamental y partículas subatómicas tales como quarks, electrones, fotones y otras partículas menos familiares.

La siguiente etapa consistió del proceso de nucleosíntesis (comenzó alrededor de tres segundos después del Big Bang y tuvo una duración de aproximadamente 100,000 años), donde los protones y neutrones comenzaron a formar los núcleos de varios elementos, predominando el hidrógeno y el helio, los elementos más ligeros más comunes en el Universo. La materia aún no existía tal como la conocemos y para esa era, el Universo consistía esencialmente de radiación en forma de luz, ondas de radio y rayos X. Este periodo es conocido como la "Era de la Radiación", llegó a un final gradual a medida que los núcleos atómicos se 'adhirieron' con electrones para producir la materia,  de la cual consistiría el Universo subsecuentemente. Así como el tiempo fue crítico para el proceso, también lo fueron la temperatura y la densidad, con los cambios correspondientes al enfriamiento gradual del Universo y la dispersión gradual de la materia.

Le tomó casi 200 millones de años a la gravedad comenzar a unir esos átomos en gas primordial del cual las primeras estrellas y galaxias emergerían. durante miles de millones, esas estrellas y galaxias tuvieron su ciclo de vida, utilizando su combustible nuclear y colapsándose en sí mismas, expulsando enormes nubes de polvo y energía que eventualmente formarían las nuevas generaciones de estrellas y galaxias. El Sol alrededor del cual la Tierra y el Sistema Solar rotan, es una estrella de esas generaciones tardías, formada aproximadamente hace cinco mil millones de años.

El Destino del Universo.




Esta teoría no solo es concerniente a los orígenes del Universo, sino también a su destino definitivo. La cuestión crítica, es si el Universo continuará su expansión por siempre o si eventualmente caerá dentro de sí mismo, creando, quizás, las condiciones para el próximo Big Bang. La fuerza de gravedad es un factor crítico aquí, con tres resultados posibles. El primero, y más ampliamente aceptado es aquel en que no hay densidad crítica (conocida como omega y estimada aproximadamente en seis átomos de hidrógeno por metro cúbico, aunque los valores son relativos y dependen del autor, dado que se ha involucrado en algunos estudios al Teorema de Pitágoras), necesaria para 'empujar' al Universo de regreso. En este modelo (referido como Modelo Abierto), el Universo continuará expandiéndose de manera indefinida (Siempre y cuando la densidad sea menor a omega). Sin embargo si, la densidad del Universo es mayor que omega, entonces, eventualmente, después de miles de millones de años, colapsará en lo que se conoce como el "Big Crunch". Una tercera y altamente improbable posibilidad es que omega sea igual a uno, en este modelo, el Universo se ralentizará lentamente y llegará a un estado estático.

Mientras que a simple vista parece que el destino del Universo (Sin importar si la materia excede a omega o no) podría ser determinado por una compleja pero no imposible tarea de calcular la cantidad de materia y dividirla por las dimensiones del Universo, de hecho ese puede ser el factor complicado.Las galaxias y nebulosas, o las nubes de polvo primordial, no se empujan en sí mismas o una sobre la otra. Esto nos dice, que su comportamiento allí es más masivo y, por lo tanto, el empujón gravitacional puede ser observado. Pro ejemplo, la galaxia de Andrómeda, se precipita hacia a nosotros a más de 320,000 km/h, una velocidad que no puede ser explicada por las fuerza gravitatoria de la materia en ambas galaxias. De hecho, para que (basados en esa idea) ambas galaxias se reunieran se requería 10 veces la cantidad de materia que poseen. Los físicos ofrecen la posibilidad de que hay materia oscura en el Universo, el cual es, un tipo de materia desconocido que no emite o refleja suficiente energía electromagnética para ser observable por los medios actuales. Esa materia oscura, de acuerdo a esta hipótesis, existe en halos alrededor de las galaxias y puede ser de lo que se componen los agujeros negros y las nubes masivas de neutrinos (partículas formadas por decaimiento radioactivo con poca masa y sin carga eléctrica), esta materia podría implicar que el Universo colapse eventualmente en si mismo, excepto por un factor adicional, algo complicado.

Hay científicos que defienden la hipótesis de que también hay una energía oscura en el Universo contrarrestando ambas materias, una tipo de fuerza anti-gravitatoria también indetectable con la tecnología existente. Mientras (Se cree) que la materia oscura constituye el 22% del Universo, la energía oscura (Se cree también) compone el 74%. Estos números, junto con la dificultad de detectar energía y materia oscura hace imposible para los físicos de nuestra era, proporcionar una conclusión definitiva acerca del destino de nuestro Universo.