Archivo de la categoría: El universo

Geocentrismo vs Heliocentrismo

Estándar

Las concepciones rígidas y dogmaticas han hecho un enorme daño al progreso humano, nada es mas evidente en este caso como fue en el arraigo de la creencia de que la tierra era el centro de todo, una idea un poco infantil y hasta razonable si miramos el cielo sin  un mayor escrutinio, al parecer el sol sale  por el Este y se oculta por el Oeste, es como si el sol diera la vuelta alrededor de la tierra, esto llevo a crearse toda una serie de teorías que avalaban este tipo de idea y desafortunadamente cuando una teoría se inserta dentro de una creencia mas generalizada como la religión su efecto no podría ser mas desastroso y precisamente fue eso lo que paso, tuvo que pasar muchos cientos de años para que hombres de gran visión empezaran a reformular este paradigma y encontraran con los nuevos conocimientos de la época una nueva salida y también con ella una nueva forma de pensar, veamos ahora este viejo dilema y la manera como se resolvió.

La Teoría geocéntrica * es una antigua teoría de ubicación de la Tierra en el Universo. Coloca la Tierra en el centro del Universo, y los astros, incluido el Sol, girando alrededor de ella (geo: Tierra; centrismo: centro). Creer que la Tierra es el centro del universo es la opinión obvia de quien no se plantea hallar una solución a los problemas que presentan los movimientos de los cuerpos celestes, esto es, los movimientos de los planetas. El geocentrismo estuvo vigente en las más remotas civilizaciones. Por ejemplo, en Babilonia era ésta la visión del universo[

y en su versión completada por Claudio Ptolomeo en el siglo II en su obra El Almagesto, en la que introdujo los llamados epiciclos, ecuantes y deferentes, estuvo en vigor hasta el siglo XVI cuando fue reemplazada por la teoría heliocéntrica.

El modelo fue el paradigma dominante desde la antigüedad hasta el Renacimiento, cuando se produce una ruptura en la forma de concebir la ciencia en tanto pone su mirada en la observación experimental y el ajuste de lo empírico a lo especulativo.

Ptolomeo se interesó por unificar los conocimientos astronómicos del mundo griego. La influencia de Hiparco es evidente en su obra "Almagesto" que fue traducida al árabe en durante el medioevo. Ningún escrito astronómico de la Antigüedad tuvo éxito comparable a éste tratado, cuyos principios permanecieron indiscutidos hasta el Renacimiento. La obra, postulaba la teoría geocéntrica que fue hegemónica durante la antigüedad clásica: las diferentes órbitas planetarias ubicadas alrededor de la tierra, conforman un sistema integrado por 48 constelaciones.

geo geocentrismo

Si observáramos las estrellas durante cierto tiempo, no tardaríamos en descubrir una serie de movimientos:

· Los cuerpos celestes salen por el este y se ponen por el oeste.

· Todas las constelaciones parecen girar alrededor de una estrella, no excesivamente brillante, que se encuentra situada en la Osa Menor: la estrella Polar.

· El movimiento de los planetas es mucho más complicado, se mueven en relación al fondo de estrellas siguiendo una trayectoria bastante extraña que consiste en una especie de bucles (de ahí su denominación, planeta viene del griego πλανήτης que significa “errante”)

Como es lógico todo esto trató de ser explicado dando lugar a las primeras teorías cosmológicas

Claudio Tolomeo (85-165), perfeccionó el modelo de universo geocéntrico que habían propuesto Eudoxo (390-337 a. C) y Aristóteles (384-322 a.C). Según este modelo la Tierra se encontraba en el centro del Universo y el Sol y los planetas giraban alrededor situados en esferas transparentes.

Para explicar el movimiento de los planetas el modelo incorporaba esferas más pequeñas en rotación, llamadas epiciclos, unidas a la esfera mayor, deferente.

En la esfera más exterior estaban situadas las estrellas. Ajustando el tamaño de las esferas y las velocidades de rotación se lograba una descripción de las órbitas planetarias bastante aproximada a la realidad.

ptolemaicsystem-small ptolemeo

El modelo geocéntrico contaba con el beneplácito de la Iglesia Católica, ya que una lectura literal de la Biblia confirmaba, aparentemente, que el Sol giraba en torno a la Tierra:

... y dijo en presencia de ellos: Sol no te muevas de encima de Gabaón; ni tú, Luna, de encima del valle de Agalón. Y paráronse el Sol y la Luna hasta que el pueblo del Señor se hubo vengado de sus enemigos.

Paróse, pues el Sol en medio de cielo, y detuvo su carrera sin ponerse por espacio de un día.

No hubo antes ni después día tan largo obedeciendo el Señor a la voz de un hombre, y peleando por Israel.

Josué 10, 12-15

Una consecuencia del modelo geocéntrico era que el universo debería de tener un tamaño finito y no muy grande.

La esfera de las estrellas rota una vez al día. Si su radio es muy grande implicaría que su velocidad de rotación debería ser inconcebiblemente alta. El tamaño del universo de Tolomeo se estimó en unos 80.000.000 de km (radio de la esfera de las estrellas)

A pesar de que la teoría Geocéntrica era la más popular en la antigüedad no era la única. Los pitagóricos afirmaban que la Tierra era esférica y no estaba en el centro. Aristarco de Samos llegó a formular una teoría heliocéntrica, pero en aquella época sólo era una especulación, y no aclaraba de manera convincente el movimiento de los planetas. A la postre triunfó lo práctico. La teoría Geocéntrica era mucho más sencilla para determinar la posición en la Tierra (para orientarse) y, a la postre, la más popular.****

geocentrismo ptolomeu

El avance de las ideas – El Heliocentrismo

En 1543 la teoría geocéntrica enfrentó su primer cuestionamiento serio con la publicación: De revolutionibus orbium coelestium de Copérnico, que aseguraba que la tierra y los demás planetas, contrariamente a la doctrina oficial del momento, rotaban alrededor del Sol. Sin embargo, el sistema geocéntrico se mantuvo por varios años, ya que el sistema copernicano no ofrecía mejores predicciones que el anterior y además suponía un problema para la filosofía natural, así como para la educación religiosa.*****

Copérnico hizo tres hipótesis: que el Universo es esférico, que la Tierra es esférica y que el movimiento de los cuerpos celestes es regular, circular y perpetuo. De esta manera los planetas tendrían dos movimientos, uno de rotación alrededor de un eje, que en el caso de la Tierra duraba 24 horas y marcaba la diferencia entre el día y la noche, y otro alrededor del Sol y que duraba un año. Para explicar el movimiento de la Luna esta debía de tener otro movimiento de traslación alrededor de la Tierra con una duración de 29 días. La Tierra es uno de los planetas que orbitan alrededor del Sol, y la posición de los demás planetas se obtiene dependiendo de la posición relativa en la órbita entre la Tierra y el resto de los planetas. Además, Copérnico da el orden correcto de los planetas con respecto al centro (el Sol).

Con la invención del telescopio en 1609, las primeras observaciones fueron realizadas por Galileo Galilei (como el hecho de que Júpiter tiene lunas) llamado en la pregunta de algunas de las teorías de geocentrismo pero ninguna de estas seriamente.

En diciembre de 1610, Galileo Galilei usó su telescopio para mostrar que Venus tenía fases, igual que la Luna. Estas observaciones eran incompatibles con el sistema tolomaico.

heliocentrismo_1 kepler5

El sistema heliocéntrico no se cerró con Galileo. Giordano Bruno (1548-1600) propuso un modelo de Universo infinitamente más grande que el supuesto por Copérnico, y además afirmó que ni el hombre ni la Tierra ocupan ningún puesto de privilegio en él. Existen innumerables sistemas solares como el nuestro, y nuestro Sol no es sino una estrella más en el cosmos infinito. Sería Képler quien entre 1609 y 1619 formulase un modelo de órbita no circular, sino elíptico, mucho más exacto.

En 1687, Isaac Newton formuló su ley de la gravitación universal, y explicó el porqué de la forma de las órbitas y la fuerza que las mantiene. En la actualidad la teoría de la Relatividad permite conocer la posición y el movimiento de cualquier astro del Universo tomando como centro cualquier punto de él. Sin embargo el heliocentrismo sigue siendo la base para el estudio del Universo cercano.

Kepler2

webgrafia

* http://es.wikipedia.org/wiki/Teor%C3%ADa_geoc%C3%A9ntrica
** http://historiadelaciencia.idoneos.com/index.php/366852
***  IES Juan A. Suanzes Avilés. Asturias Primeras teorías cosmológicas. El geocentrismo¨

**** http://kilometrocero.blogia.com/2008/011108--que-es-el-geocentrismo-.php
*****  http://geografia.laguia2000.com/general/del-geocentrismo-al-heliocentrismo

***

***

***

****

Los agujeros Negros.

Estándar

Los agujeros negros  son de aquellos fenómenos estelares que nos fascinan y al mismo tiempo nos generan una inquietante visión de un universo que día a día nos sorprende más, vemos como las estrellas evolucionan y algunas en sus finales trágicos se convierten en verdaderos mounstros que devoran a otras estrellas en donde las cosas no pueden ser explicadas con los conocimientos que poseemos, pues allí dentro, ni la física ni las matemáticas que conocemos  actualmente  se cumplen. Fue Albert Einstein con su teoría de la relatividad formulada en 1905 el que primero se aventuró a explicar estos fenómenos, de estos agujeros que a pesar de toda la tecnología que poseemos no pueden ser observados debido a que no emiten luz no pueden ser observados, pero si son detectados gracias a las enormes deformidades que se van produciendo alrededor de él, así que amigos conozcamos un poco mas de este interesante fenómeno que parece ser sacado de la ciencia ficción.

***

Un agujero negro es un objeto con una gravedad tan fuerte que nada puede escaparse de él, ni siquiera la luz. La masa del agujero negro está concentrada en un punto de densidad casi infinita, llamado singularidad. En la propia singularidad, la gravedad es de una fuerza casi infinita, por lo que aniquila el espacio-tiempo normal. A medida que aumenta la distancia desde la singularidad, su influencia gravitacional disminuye. A determinada distancia, que depende de la masa de la singularidad, la velocidad que se necesita para escapar del agujero negro es igual a la velocidad de la luz. Esta distancia marca el “horizonte” del agujero negro, que es como su superficie. Todo lo que pasa por el horizonte es atrapado dentro del agujero negro. Hay distintos tipos de agujeros negros, dependiendo de su masa.*

agujeronegro2

Están rodeados de una "frontera" esférica que permite que la luz entre pero no salga. Hay dos tipos de agujeros negros: cuerpos de alta densidad y poca masa concentrada en un espacio muy pequeño, y cuerpos de densidad baja pero masa muy grande, como pasa en los centros de las galaxias. Si la masa de una estrella es más de dos veces la del Sol, llega un momento en su ciclo en que ni tan solo los neutrones pueden soportar la gravedad. La estrella se colapsa y se convierte en agujero negro.**

Si un componente de una estrella binaria se convierte en agujero negro, toma material de su compañera. Cuando el remolino se acerca al agujero, se mueve tan deprisa que emite rayos X. Así, aunque no se puede ver, se puede detectar por sus efectos sobre la materia cercana
Los agujeros negros no son eternos. Aunque no se escape ninguna radiación, parece que pueden hacerlo algunas partículas atómicas y subatómicas.
Alguien que observase la formación de un agujero negro desde el exterior, vería una estrella cada vez más pequeña y roja hasta que, finalmente, desaparecería. Su influencia gravitatoria, sin embargo, seguiría intacta.

Como en el Big Bang, en los agujeros negros se da una singularidad, es decir, las leyes físicas y la capacidad de predicción fallan. En consecuencia, ningún observador externo puede ver qué pasa dentro.
Las ecuaciones que intentan explicar una singularidad de los agujeros negros han de tener en cuenta el espacio y el tiempo. Las singularidades se situarán siempre en el pasado del observador (como el Big Bang) o en su futuro (como los colapsos gravitatorios). Esta hipótesis se conoce con el nombre de "censura cósmica".

agujero negro
La teoría indica que los objetos llamados agujeros negros se formarían cuando una cantidad apreciable de materia cósmica se acumula en un volumen extremadamente reducido del espacio; por ejemplo, luego del colapso de una estrella. ***

Se ha calculado que las dimensiones de un agujero negro no superarían 1 km de diámetro, y que le correspondería una cantidad de masa entre una similar a la de la Tierra y masas equivalentes a varios miles de soles.

Los astrónomos han estimado que la materia atraída hacia un agujero negro será fuertemente acelerada por su gravedad y, por lo tanto, las partículas que la componen entrarán en un estado de continua colisión mutua, cayendo a muy grandes velocidades en una curva de forma espiral. Por consiguiente, en los alrededores de un agujero negro se creará un violento torbellino, en el cual la materia trata de penetrar en un muy pequeño volumen del espacio.

El continuo choque de partículas acaba calentándolas muy intensamente y dando lugar a una radiación muy fuerte de energía. Si la temperatura alcanza a ser suficientemente tan elevada como para alcanzar los millones de grados (lo cual es muy probable en esas circunstancias), se puede detectar ese torbellino mediante observaciones de la radiación en Rayos X.

 agujero negro6Agujero_negro5
Cómo se origina un agujero negro? ****

Supongamos una estrella como el sol que va agotando su combustible nuclear convirtiendo su hidrógeno a helio y este a carbono,oxígeno y finalmente hierro llegando un momento en que el calor producido por las

reacciones nucleares es poco para producir una dilatación del sol y compensar así a la fuerza de la gravedad. Entonces el sol se colapsa aumentando su densidad, siendo frenado ese colapso únicamente por la repulsión entre las capas electrónicas de los átomos.

Pero si la masa del sol es lo suficientemente elevada se vencerá esta repulsión (al sobrepasar el límite de Chandrasekar) pudiéndose llegar a

fusionarse los protones y electrones de todos los átomos, formando neutrones y reduciéndose el volumen de la estrella no quedando ningún espacio entre los núcleos de los átomos. El sol se convertiría en una esfera de neutrones y por lo tanto tendría una densidad elevadísima. Sería lo que se denomina “estrella de neutrones”

Naturalmente las estrellas de neutrones no se forman tan fácilmente, ya que al colapsarse la estrella la energía gravitatoria se convierte en calor rápidamente provocando una gran explosión. Se formaría una nova o una supernova expulsando en la explosión gran parte de su material, con lo que la presión gravitatoria disminuiría y el colapso podría detenerse. Así se podría llegar a formar objetos de menos densidad que las estrellas de neutrones llamados; enanas blancas; en las que la distancia entre los núcleos atómicos a disminuido de modo que los electrones circulan libres por todo el material (es la llamada materia degenerada), y es la velocidad de movimiento de estos lo que impide un colapso mayor. Por lo tanto la densidad es muy elevada pero sin llegar a la de la estrella de neutrones. Estos electrones degenerados se repelen pero no por repulsión electromagnética sino por; porque al presionarlos se intenta que ocupen el mismo orbital más electrones de los que caben. Es la presión de Fermi de los electrones degenerados que actúa cuando las ondas asociadas a los electrones comienzan a solaparse. Pero chandrasekhar descubrió que si la masa de la enana blanca fuera superior a 1,44 masas solares, entonces debido al límite máximo de velocidad de los electrones (la velocidad de la luz) esta presión de Fermi no sería suficiente y la estrella colapsaría a una estrella de neutrones

 

agujero
Se ha calculado que por encima de 2.5 soles de masa, una estrella de neutrones se colapsaría más aún fusionándose sus neutrones. Esto es posible debido igualmente a que el principio de exclusión de Pauli por el cual se repelen los neutrones tiene un límite cuando la velocidad de vibración de los neutrones alcanza la velocidad de la luz.Setrata del límite TOV, de Tolman-Oppenheimer- Volkof el cual no está claro cuál es debido a que aún no se conocen con exactitud las ecuaciones de estado de la materia extremadamente densa. El colapso, este continuaría hasta convertir la estrella en un punto creándose un agujero negro. Este volumen puntual implicaría una densidad infinita, por lo que fue rechazado en un principio por la comunidad científica, pero S.
webgrafia

* http://blackholes.radiouniverso.org/recursos/preguntas/pregunta.php?id=1
** http://www.xtec.cat/~rmolins1/univers/es/negres.htm
*** http://feinstein.com.ar/Losagujerosnegros.html
**** Se toma un fragmento de esta página (Cómo se origina un agujero negro), se recomienda ver el articulo completo en: http://www.relatividad.org/agujeros.html

***

***

***

Las estrellas

Estándar

Es inevitable que nos fijemos en esos puntitos que brillan en esas noches cuando el cielo se encuentra despejado, nos quedamos a veces maravillados al contemplar cuantas estrellas y no podemos dejar de preguntarnos que realmente son estos cuerpos que emiten luz desde lugares tan remotos y cómo son en realidad, cómo es el proceso que se desarrolla en su interior para generar toda esa energía, además es inevitable preguntarnos por su origen, qué tamaños tienen, qué sucede cuando estallan, qué sucede con estas tremendas masas y su energía. La ciencia a través de mucho tiempo ha seguido muy de cerca estos enigmas y nos entrega hoy cantidad de información, veamos un poco de las estrellas y empecemos a comprender lo enorme y complejo de estos enormes cuerpos celestes.

***

Una estrella es un gran cuerpo celeste compuesto de gases calientes que emiten radiación electromagnética, en especial luz, como resultado de las reacciones nucleares que tienen lugar en su interior. El Sol es una estrella. Con la única excepción del Sol, las estrellas parecen estar fijas, manteniendo la misma forma en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios relativos de posición se perciben sólo a través de los siglos.

   El número de estrellas visibles a simple vista desde la Tierra se ha calculado en un total de 8.000, de las cuales 4.000 están en el hemisferio norte del cielo y 4.000 en el hemisferio sur. En cualquier momento durante la noche, en ambos hemisferios sólo son visibles unas 2.000 estrellas. A las demás las ocultan la neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte, y la pálida luz del cielo. Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea, la galaxia a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones. A su vez, la Vía Láctea sólo es una de los varios cientos de millones de galaxias visibles mediante los potentes telescopios modernos. Las estrellas individuales visibles en el cielo son las que están más cerca del sistema solar en la Vía Láctea.*

estrellas_1
La estrella más cercana a nuestro sistema solar es Proxima Centauri, uno de los componentes de la estrella triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones de kilómetro de la Tierra. En términos de velocidad de la luz, patrón utilizado por los astrónomos para expresar la distancia, este sistema de estrella triple está a unos 4,29 años luz; la luz, que viaja a unos 300.000 km/s, tarda más de cuatro años y tres meses en llegar desde esta estrella hasta la Tierra.

La diferencia básica entre una estrella y un planeta, es que una estrella emite luz producida en su interior por ‘combustión’ nuclear, mientras que un planeta sólo brilla por la luz que pueda reflejar.

Cómo se originan las estrellas? **

Las estrellas se forman a partir de concentraciones en gigantescas nubes de gases. Estas se contraen debido a su propia atracción gravitatoria. A medida que la nube se encoge, pierde parte de la energía almacenada en ella como energía potencial gravitatoria. Ésta es convertida en calor, que en los primeros tiempos de la estrella embrionaria puede escapar fácilmente, y así la nube de gas permanece fría. Al aumentar la densidad de la nube, se hace más difícil la salida para el calor, y así el centro se calienta. Si la nube es lo suficientemente grande, el aumento de la temperatura es suficiente para que ocurran reacciones nucleares. Esto genera más calor, y la ocurre la ‘combustión’ de hidrogeno en helio, como en el Sol. Desde ese momento el objeto es una estrella.

La temprana evolución de una estrella:

En sus primeras etapas la estrella embriónica está todavía rodeada de los restos de la nube de gas original, de la que se formó. En esta etapa los restos de la nube toman la forma de un disco alrededor de la estrella. La radiación de la estrella gradualmente disipa este disco, posiblemente dejando atrás un sistema de objetos menores; planetas.

ciclo

La Secuencia Principal:

La estrella ahora se establece en un largo período de estabilidad, mientras el hidrógeno en su centro es convertido en helio, liberando una enorme cantidad de energía. Esta etapa es la llamada etapa de la secuencia principal, haciendo referencia al clásico diagrama de Hertsprung-Russell (vea la gráfica abajo). La mayoría de las estrellas están en una banda bien definida en el diagrama, y el único parámetro que determina sus lugares en la banda, es la masa de cada estrella.

Mientras más masiva es una estrella, más rápidamente ‘quema’ su hidrógeno, y por lo tanto, mayor es su brillo, y es más grande y más caliente. La rápida conversión de hidrógeno en helio también implica que el hidrógeno se agota más pronto para las estrellas más masivas que para las de menor tamaño. Para una estrella como el Sol, la etapa en la secuencia principal dura cera de 10.000.000.000 años, mientras que una estrella 10 veces más masiva, será 10.000 veces más brillante, pero sólo durará 100.000.000 de años. Una estrella con un décimo de la masa del Sol solo tendrá 1/10.000 de su brillo, pero durará 1.000.000.000.000 años.

_orion hst_pillars_m16_close

Los astrónomos han diseñado un sistema de clasificación de estrellas, de acuerdo a las características que presentan sus respectivos espectros. En ese esquema, las estrella s se ordenan desde las más calientes a las más frías, en tipos espectrales que se identifican según el siguiente patrón de letras:

O B A F G K M

Las estrellas más calientes (O) tienen temperaturas de unos 40.000 ºC; en el otro extremo, las más frías (M), alcanzan sólo 2.500 ºC; en este esquema, el Sol, con una temperatura superficial de 6.000 ºC, resulta una estrella de tipo espectral intermedio entre las más calientes y las más frías: es una estrella tipo G.

Este sistema de clasificación se corresponde además con los colores de las estrellas: las de tipo (O) son azules-violáceas y las de tipo M, rojas; el Sol (tipo G) es amarillo. Los colores observados también se relacionan con la temperatura, ya que las estrellas más calientes emiten la mayor parte de su luz en la zona azul del espectro electromagnético, mientras que las más frías lo hacen en la zona roja.***

197264_estrellagigante
Evolución de las estrellas

Las estrellas contienen suficiente hidrógeno como para que la fusión en su núcleo dure un largo tiempo, aunque no para siempre. La velocidad de combustión del hidrógeno depende de la masa, o sea de la cantidad de materia que compone la estrella.

Llegará un momento en que se acabará todo el hidrógeno disponible y sólo quede helio. En esas condiciones la estrella sufrirá diversos tipos de transformaciones: aumentará de tamaño y el helio acumulado se transmutará en elementos más pesados como el carbono, el nitrógeno, el oxígeno, etc, mediante otras reacciones nucleares. Entonces la estrella dejará de ser estable: sufrirá cambios de volumen y expulsará al espacio parte de su material. Las capas mas externas serán las primeras en alejarse.

Después de cinco a diez mil millones de años, una estrella como el Sol evoluciona a un estado denominado de gigante roja: un objeto de gran tamaño (de dimensiones mayores que las originales), mucho más fría y de una coloración rojiza. Su temperatura superficial disminuye y por lo tanto toma color rojizo. La gigante roja brillará hasta que su núcleo genere cada vez menos energía y calor. En esas condiciones la estrella empieza a contraerse: disminuye su diámetro y al mismo tiempo aumenta su temperatura superficial.

Si la estrella, al formarse, tiene una masa cuarenta veces mayor que la masa del Sol, pasará al estado de gigante roja en sólo unas pocas decenas de millones de años. Luego irá disminuyendo de tamaño y perderá rápidamente una cantidad significativa de su masa expulsando materia hacia el espacio.

agrupacion de estrellas

Otra modo de expulsar materia es lentamente, a través de fuertes vientos estelares; de esta forma los astrónomos han observado que se forma una envoltura gaseosa que circunda la estrella y que puede llegar a ser bastante densa; si ese proceso continúa puede dar lugar a un objeto denominado nebulosa planetaria.

Con el nombre de nebulosas planetarias, se define a una estrella muy caliente y pequeña, rodeada por una esfera de gas fluorescente en lenta expansión; algunas fotografiadas con potentes telescopios, muestran que esas nebulosas tienen forma de anillo, razón por la cual se le ha dado ese nombre, ya que su aspecto observada en el telescopio es similar al disco de un planeta.

Finalmente, hacia el término de su existencia, esas estrellas se convierten en objetos de pequeñas dimensiones (del tamaño de la Tierra o aún menor), calientes y de color blanco: son las enanas blancas. La materia de estos objetos se halla extremadamente comprimida: 1 centímetro cúbico de la misma puede pesar varias toneladas. En otras palabras, en un volumen similar al de nuestro planeta se halla condensada la misma cantidad de materia que hay en un volumen comparable al del Sol.

muerte de estrella
Pero no todas las estrellas acaban como enanas blancas. Cada estrella termina su vida de un modo que depende mucho de su masa inicial, aquella que tuvo cuando comenzó su existencia. Una estrella de gran masa (varias veces la del Sol) y que no pierde mucha materia durante su evolución termina su vida en una explosión muy violenta que se denomina supernova; cuando esto ocurre la estrella brillará tanto como toda la galaxia en la cual se encuentra, aunque su brillo será efímero: la estrella ya está condenada a extinguirse como tal.

Los restos gaseosos de una supernova (que se denominan remanentes) se esparcen cubriendo una extensa zona del espacio, formando una nube en permanente expansión que se aleja a varios miles de kilómetros por segundo y cuyas características son bastante peculiares (por ejemplo, aparecen campos magnéticos sumamente intensos).

El gas que compone un remanente de supernova es bastante diferente al gas de la nube que formó a la estrella. La nube de origen estuvo compuesta casi exclusivamente por helio y helio, mientras que en el remanente existe una gran variedad de elementos químicos, restos de la fusión nuclear que ocurriera en la estrella desaparecida y también otros formados durante la explosión que se produce en la fase de supernova.

supernova

De este modo se recicla el material estelar: las estrellas que se formen con el gas expulsado en una explosión de supernova, serán menos ricas en hidrógeno y helio, pero más ricas en los elementos químicos más pesados, que las estrellas de su generación anterior.

Pero sucede que luego de la explosión de una supernova, lo que queda del astro, además de sus remanentes, es un cuerpo de apenas algunos kilómetros de diámetro, conformado por él núcleo de la estrella original.

En la explosión de supernova se produce un catastrófico colapso de la estrella; debido a su gran masa, la enorme fuerza de gravedad comprime la materia con mucha más intensidad que en el proceso que genera a una enana blanca . En estas condiciones toda la masa de una estrella ordinaria (como el Sol) se comprime en una pequeña esfera de apenas 15 Km de diámetro; a estos diminutos astros se los ha bautizado estrellas de neutrones (su denominación se debe a que se trata de objetos compuestos básicamente de neutrones). La materia en estos objetos se ha comprimido a tal extremo y su densidad alcanza a valores tan grandes, que los electrones se combinan con los protones dando lugar a la formación de nuevos neutrones.

En el siguiente cuadro se muestran algunas estrellas con sus características físicas más importantes. ****

Estrella

 

Magnitud
aparente (m)

Magnitud
Absoluta

Temperatura
(en ºC)

Radio
(en radios solares)

Características

Centauri

0,6

-5,0

21.000

11

gigante

Aurigae

0,1

-0,1

5.500

12

gigante

Orion

0,4

-5,9

3.100

290

supergigante

Scorpi

0,9

-4,7

3.100

480

supergigante

Sirio B

8,7

11,5

7.500

0,054

enana blanca

Para que comprendas  el proceso de vida que tienen las estrellas te invito a ver la siguiente animación:

http://www.skoool.es/content/ks4/physics/earth_beyond/stars/launch.html

***

webgrafia

* http://www.todoelsistemasolar.com.ar/estrella.htm
**
http://www.oarval.org/starsp.htm
***
http://feinstein.com.ar/Evoluciondelasestrellas.html
****
http://www.portalplanetasedna.com.ar/estrellas.htm

***

***

***

***

 

Las Galaxias

Estándar

Como solía decir Carl Sagan en su serie Cosmos, vamos a empezar un pequeño viaje en su nave de la imaginación por todos estas enormidades del universo para comprender un poco lo que la ciencia ha descubierto en los últimos años, y para eso empezamos con estas formaciones gigantescas que son las galaxias,  enormes acumulaciones  de estrellas, gases y polvo. En el Universo hay centenares de miles de millones. Cada galaxia puede estar formada por centenares de miles de millones de estrellas y otros astros. Todas interaccionando gravitatoriamente y orbitando alrededor de un centro común. Todas las estrellas visibles a simple vista desde la superficie  de nuestro planeta pertenecen a nuestra galaxia, la Vía Láctea.

***

Una galaxia es un sistema masivo de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo, materia oscura, y quizá energía negra de negro, unidos gravitacionalmente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es variable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012 estrellas (según datos de la NASA del último trimestre del 2009). Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples. *
galaxia
Historia del estudio de las Galaxias**

Un astrónomo persa, al-Sufi, ha sido reconocido como el primero en describir el débil fragmento de luz en la constelación Andrómeda que sabemos ahora que es una galaxia compañera de la nuestra. En 1780, el astrónomo francés Charles Messier publicó una lista de objetos no estelares que incluía 32 objetos que son, en realidad, galaxias. Estas galaxias se identifican ahora por sus números Messier (M); la galaxia Andrómeda, por ejemplo, se conoce entre los astrónomos como M31.

En la primera parte del siglo XIX, miles de galaxias fueron identificadas y catalogadas por William y Caroline Herschel, y John Herschel. Desde 1900, se han descubierto en exploraciones fotográficas gran cantidad de galaxias. Éstas, a enormes distancias de la Tierra, aparecen tan diminutas en una fotografía que resulta muy difícil distinguirlas de las estrellas. La mayor galaxia conocida tiene aproximadamente trece veces más estrellas que la Vía Láctea.

En 1912 el astrónomo estadounidense Vesto M. Slipher, trabajando en el Observatorio Lowell de Arizona (EEUU), descubrió que las líneas espectrales de todas las galaxias se habían desplazado hacia la región espectral roja. Su compatriota Edwin Hubble interpretó esto como una evidencia de que todas las galaxias se alejaban unas de otras y llegó a la conclusión de que el Universo se expandía. No se sabe si continuará expandiéndose o si contiene materia suficiente para frenar la expansión de las galaxias, de forma que éstas, finalmente, se junten de nuevo.

galaxia4 m51j

Cuando miramos una galaxia, la luz que vemos viene de dos fuentes. Primero, vemos luz de sus miles de millones de estrellas; puesto que muchas galaxias están muy lejanas, no vemos estrellas individuales – sólo la luz difusa combinada de todas. Segundo, vemos luz fluorescente emitida por el gas ionizado por las estrellas luminosas calientes. Estas nubes de gas resplandeciente marcan los sitios donde nacen nuevas estrellas – a menudo, suelen parecerse a las cuentas de un collar por la forma en que se encadenan en los brazos de las galaxias espirales. La luz de las estrellas y del gas es amortiguada, a una cierta distancia, por el polvo dentro del medio interestelar de la galaxia.

Comparadas con el Sistema Solar, las galaxias son inmensas. Viajando a la velocidad de la luz, tomaría cerca de dos segundos ir de la Tierra a la Luna, y cerca de cinco horas y media, para ir del Sol a Plutón. Llevaría 25.000 años para ir desde el centro de la Vía Láctea a la posición del Sol. La Vía Láctea tiene más de cien mil millones de estrellas, pero las estrellas están tan lejos, unas de otras, que casi nunca colisionan. Incluso los pasos cercanos entre dos estrellas son sumamente excepcionales. Puesto que las estrellas raramente interactúan entre sí, sus órbitas, alrededor de la galaxia, raramente cambian. Las órbitas de las estrellas reflejan el movimiento del gas a partir del cual se formaron las estrellas. Por lo tanto, la forma de una galaxia nos habla de las condiciones en que se formó, salvo que la galaxia haya sufrido una colisión. ***

choque-galaxias
Mientras que las estrellas dentro de una galaxia están separadas por distancias muy grandes comparadas con sus tamaños, las galaxias están separadas de sus vecinas más cercanas por distancias que son mucho más pequeñas cuando se comparan con las distancias entre las estrellas dentro de las galaxias. Así, no son inusuales las colisiones entre galaxias conforme éstas se mueven a través del espacio intergaláctico. Cuando las galaxias colisionan se penetran unas a otras y se producen choques de estrellas y las nubes de gas, en una galaxia, son comprimidas y frenadas por nubes de gas de la otra galaxia. Las órbitas de las estrellas pueden ser sustancialmente perturbadas (debido a la fuerza gravitacional que una galaxia ejerce sobre la otra) y la comprensión de las nubes de gas puede estimularlas a colapsar y formar estrellas con una tasa especialmente alta.
dn13766-1_600

Clasificación de las Galaxias

Existen muchos tipos diferentes de galaxias. Los diferentes tipos de galaxias no sólo parecen diferentes, sino que también tienen diferentes historias evolutivas. Las tres clases fundamentales de galaxias son elípticas, espirales e irregulares. Estas categorías se dividen a su vez en subclases, a menudo ilustradas usando el diagrama de diapasón de Hubble . Originalmente, los científicos pensaron que este diagrama podía haber representado una secuencia evolutiva de las galaxias, pero hoy sabemos que esto no es verdad. La formación y evolución de las galaxias es un proceso complejo que aún se entiende poco.

clasificacion galaxias

Galaxias elípticas****

Algunas galaxias tienen un perfil globular completo con un núcleo brillante. Estas galaxias, llamadas elípticas, contienen una gran población de estrellas viejas, normalmente poco gas y polvo, y algunas estrellas de nueva formación. Las galaxias elípticas tienen gran variedad de tamaños, desde gigantes a enanas.
Hubble simbolizó las galaxias elípticas con la letra E y las subdividió en ocho clases, desde la E0, prácticamente esféricas, hasta la E7, usiformes. En las galaxias elípticas la concentración de estrellas va disminuyendo desde el núcleo, que es pequeño y muy brillante, hacia sus bordes.

  elip galaxia-eliptica

Las galaxias espirales

Son discos achatados que contienen no sólo algunas estrellas viejas sino también una gran población de estrellas jóvenes, bastante gas y polvo, y nubes moleculares que son el lugar de nacimiento de las estrellas. Generalmente, un halo de débiles estrellas viejas rodea el disco, y suele existir una protuberancia nuclear más pequeña que emite dos chorros de materia energética en direcciones opuestas.
Las galaxias espirales se designan con la letra S. Dependiendo del menor o mayor desarrollo que posea cada brazo, se le asigna una letra a, b ó c (Sa, Sb, Sc, SBa,

galaxias-messiergalaxy

Galaxias irregulares

Las galaxias irregulares se simbolizan con la letra I ó IR, aunque suelen ser enanas o poco comunes. Se engloban en este grupo aquellas galaxias que no tienen estructura y simetría bien definidas. Se clasifican en irregulares de tipo 1 o magallánico, que contienen gran cantidad de estrellas jóvenes y materia interestelar, y galaxias irregulares de tipo 2, menos frecuentes y cuyo contenido es dificil de identificar.
Las galaxias irregulares se sitúan generalmente próximas a galaxias más grandes, y suelen contener grandes cantidades de estrellas jóvenes, gas y polvo cósmico.

 galaxia irregular P.I.Birregulargal

Galaxias vecinas

Distancia (Años luz)

Nubes de Magallanes 200.000
El Dragón 300.000
Osa Menor 300.000
El Escultor 300.000
El Fogón 400.000
Leo 700.000
NGC 6822 1.700.000
NGC 221 (M32) 2.100.000
Andrómeda (M31) 2.200.000
El Triángulo (M33) 2.700.000

Nuestra Galaxia: la vía láctea

La Vía Láctea***** es una galaxia espiral en la que se encuentra el sistema solar y, por ende, la Tierra. Según las observaciones, posee una masa de 1012 masas solares y es una espiral barrada; con un diámetro medio de unos 100.000 años luz, se calcula que contiene entre 200 mil millones y 400 mil millones de estrellas. La distancia desde el Sol hasta el centro de la galaxia es de alrededor de 27.700 años luz (8,5 kpc, es decir, el 55 por ciento del radio total galáctico). La Vía Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias llamado Grupo Local, y es la segunda más grande y brillante tras la Galaxia de Andrómeda (aunque puede ser la más masiva).

El nombre Vía Láctea proviene de la mitología griega y en latín significa camino de leche. Ésa es, en efecto, la apariencia de la banda de luz que rodea el firmamento, y así lo afirma la mitología griega, explicando que se trata de leche derramada del pecho de una diosa. Sin embargo, ya en la Antigua Grecia un astrónomo sugirió que aquel haz blanco en el cielo era en realidad un conglomerado de muchísimas estrellas. Se trata de Demócrito (460 a. C. – 370 a. C.), quien sostuvo que dichas estrellas eran demasiado tenues individualmente para ser reconocidas a simple vista. Su idea, no obstante, no halló respaldo, y tan sólo hacia el año 1609 de la era común, el astrónomo Galileo Galilei haría uso del telescopio para observar el cielo y constatar que Demócrito estaba en lo cierto, ya que adondequiera que mirase, aquél se encontraba lleno de estrella

via lactea3 Vía-láctea2
Propiedades de la Via Lactea

Diametro de la Galaxia 90.000 años luz
Numero de Estrellas en la Galaxia 200 mil millones
Masa de la Galaxia 1 billones masas solares
Largo de la barra central 25000 años luz
Distancia del Sol al centro 26000 años luz
Thickness of the Galaxy at the Sun 2000 años luz
Periodo de Rotacion del Sol alrededor de la Galaxia 225 millones de años

Vía Láctea  o Camino a Santiago

Aunque ya el griego Demócrito propuso que la Vía Láctea sería un conjunto de innumerables estrellas tan cercanas entre sí que resultan indistinguibles y que sólo Galileo fue capaz de distinguir en 1610 con su telescopio, existen tantas leyendas como pueblos en la Tierra para explicar la Vía Láctea: el espinazo de la noche, para los bosquimanos del Kalahari; río por el que vagan las almas de los muertos para los chinos; el Nilo que continuaba hasta el cielo regando también la morada de los dioses o río también que subía hasta el cielo las aguas para formar la lluvia según los incas; serpientes, soldadura de los dos hemisferios celestes, camino que unía la tierra con el firmamento para otros…

Pero las leyendas más notables en nuestra cultura son dos. Una identifica la Vía Láctea con el reguero de leche de la diosa Hera desparramada por el cielo cuando se negó a amamantar a Hércules niño. La otra tiene que ver con el Camino de Santiago. De acuerdo con la tradición, un reguero de estrellas ayudó a localizar la tumba de Santiago, pero fue en el siglo XII cuando quedó fijada la asociación entre la Vía Láctea y el Camino de Santiago en el Códice Calixtino, según el cual el Apóstol se apareció a Carlomagno señalándole la Vía Láctea como guía para llegar hasta Compostela. La realidad nos dice que, dependiendo del día y de la hora, la Vía Láctea puede apuntar en cualquier dirección.

via_lactea

Todas las estrellas que componen la Vía láctea están rotando alrededor del núcleo, que se cree que puede contar en su interior con un agujero negro. Las observaciones astronómicas referidas a galaxias distantes muestran que la velocidad de rotación del Sol alrededor de la galaxia es de unos 250 km/s, empleando aproximadamente 250 millones de años en realizar una revolución completa. Las estrellas próximas al Sol realizan una órbita relativamente parecida, pero las más cercanas al centro de la galaxia giran más rápido, hecho que se conoce como rotación diferencial.
La edad de la Vía Láctea se estima en unos 13 mil millones de años, dato que se desprende del estudio de los cúmulos globulares y que concuerda con el resultado obtenido por los geólogos en su estudio de la desintegración radiactiva de ciertos minerales terrestres.
La observación del mapa estelar ha permitido reconstruir los brazos espirales de la Galaxia, zonas en las cuales es abundante el número de cúmulos estelares o zonas de formación estelar. Éstos se nombran por las constelaciones que en ellos se encuentran. El brazo más cercano al centro galáctico es llamado de Centauro o de Norma-Centauro. El siguiente brazo hacia el exterior es el de Sagitario. El brazo de Orion es nuestro brazo local, también llamado del Cisne, y el brazo contiguo hacia el exterior se conoce como el de Perseo.


referencias

* http://es.wikipedia.org/wiki/Galaxia
** http://www.todoelsistemasolar.com.ar/galaxia.htm
*** http://cas.sdss.org/dr7/sp/astro/galaxies/galaxies.asp
**** http://www.astromia.com/universo/clasegalaxias.htm
***** http://es.wikipedia.org/wiki/V%C3%ADa_L%C3%A1ctea

***

***

El Universo: origen, la materia visible y la materia oscura

Estándar

Este es uno de los grandes temas apasionantes en el mundo de la ciencia, el hombre desde tiempos remotos siempre ha posado su mirada al cielo y se ha preguntado por su sentido y significado, formulándose  un sin fin de preguntas  y un tanto de posibles explicaciones. Hoy la ciencia con su dinámica una y otra vez trata de ofrecer una explicación racional de lo que es y sin embargo siempre se está tropezando con teorías que en su momento parecieran logicas,pero que con el paso del tiempo tiene que reformularse. Es mas lo que no sabemos, que lo que realmente es, se conoce solo un 1% gracias a todo aquellos que es visible: galaxias, estrellas, planetas etc.  e ignoramos todo aquello que no vemos: agujeros negros, materia oscura etc.

El término universo proviene del concepto latino universus y se utiliza como sinónimo de mundo, en el sentido de nombrar al conjunto de todas las cosas creadas.Otra definición posible de universo hace referencia a todo aquello que existe físicamente. En este sentido, se incluyen todas las formas de la materia y la energía, las leyes físicas que las gobiernan, y la totalidad del espacio y del tiempo.

El Universo* es la totalidad del espacio y del tiempo, de todas las formas de la materia, la energía y el impulso, las leyes y constantes físicas que las gobiernan. Sin embargo, el término universo puede ser utilizado en sentidos contextuales ligeramente diferentes, para referirse a conceptos como el cosmos, el mundo o la naturaleza.

Veamos ahora algunas de las teorías científicas que tratan de explicar el origen del universo y tratemos de comprenderlas para tener una idea de la magnificencia de esta temática.


Origen del universo

1- El Big Bang (Gran explosión)

La teoría del Big Bang** o gran explosión, supone que, hace entre 12.000 y 15.000 millones de años, toda la materia del Universo estaba concentrada en una zona extraordinariamente pequeña del espacio, y explotó. La materia salió impulsada con gran energía en todas direcciones.
Los choques y un cierto desorden hicieron que la materia se agrupara y se concentrase más en algunos lugares del espacio, y se formaron las primeras estrellas y las primeras galaxias. Desde entonces, el Universo continúa en constante movimiento y evolución.
Esta teoría sobre el origen del Universo se basa en observaciones rigurosas y es matemáticamente correcta desde un instante después de la explosión, pero no tiene una explicación para el momento cero del origen del Universo, llamado "singularidad".

Inmediatamente después del momento de la "explosión", cada partícula de materia comenzó a alejarse muy rápidamente una de otra, de la misma manera que al inflar un globo éste va ocupando más espacio expandiendo su superficie. Los físicos teóricos han logrado reconstruir esta cronología de los hechos a partir de un 1/100 de segundo después del Big Bang. La materia lanzada en todas las direcciones por la explosión primordial está constituida exclusivamente por partículas elementales: Electrones, Positrones, Mesones, Bariones, Neutrinos, Fotones y un largo etcétera hasta más de 89 partículas conocidas hoy en día.

bang_1  big_2
Si todas las galaxias se alejan de nosotros, y unas respecto de otras, es que el universo en su totalidad debe estar expandiéndose. Podemos visualizar dicho efecto de manera algo imperfecta observando lo que sucede al hinchar un globo en cuya superficie hemos dibujado una serie de manchas. (Con mayor precisión, los astrofísicos hablan de que nuestro universo se expande en un “espacio-tiempo” de cuatro dimensiones.)
Debido a que, según 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.
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, en 1929, 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 ruso nacionalizado estadounidense, George Gamow (1904-1968), planteó que el universo se creó a partir de una gran explosión (Big Bang). Recientemente, ingenios espaciales puestos en órbita (COBE) han conseguido "oír" los vestigios de esta gigantesca explosión primigenia.
Dependiendo de la cantidad de materia en el Universo, éste puede 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. Si el Universo se encuentra en un punto crítico, puede mantenerse estable ad eternum.
bigbang3 Universe_expansion_es

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, el telescopio espacial Hubble y WMAP. Estos datos han permitido a los cosmólogos calcular muchos de los parámetros del Big Bang hasta un nuevo nivel de precisión, y han conducido al descubrimiento inesperado de que el Universo está en aceleración.

Teoría inflacionaria

La teoría inflacionaria, formulada en la década de 1980, resuelve dificultades importantes en el planteamiento original de Gamow al incorporar avances recientes en la física de las partículas elementales. La teoría inflacionaria de Alan Guth intenta explicar el origen y los primeros instantes del Universo. Se basa en estudios sobre campos gravitatorios fortísimos, como los que hay cerca de un agujero negro.
Supone que una fuerza única se dividió en las cuatro que ahora conocemos, produciendo el origen al Universo.
El empuje inicial duró un tiempo prácticamente inapreciable, pero fue tan violenta que, a pesar de que la atracción de la gravedad frena las galaxias, el Universo todavía crece.
No se puede imaginar el Big Bang como la explosión de un punto de materia en el vacío, porque en este punto se concentraban toda la materia, la energía, el espacio y el tiempo. No había ni "fuera" ni "antes". El espacio y el tiempo también se expanden con el Universo.

evolucion_universo_wmap
Como se dijo no vemos sino una porción muy pequeña del universo, aquella que refleja algún tipo de luz sin embargo pareciese que el universo es masa basto de lo que imaginamos y encontramos una materia oscura que desafia todas nuestras concepciones veamos algo sobre esta intrigante forma de energia.

Materia oscura*** a la materia hipotética de composición desconocida que no emite o refleja suficiente radiación electromagnética para ser observada directamente con los medios técnicos actuales pero cuya existencia puede inferirse a partir de los efectos gravitacionales que causa en la materia visible, tales como las estrellas o las galaxias, así como en las anisotropías del fondo cósmico de microondas. No se debe confundir la materia oscura con la energía oscura. De acuerdo con las observaciones actuales de estructuras mayores que una galaxia, así como la cosmología del Big Bang, la materia oscura constituye la gran mayoría de la masa en el Universo observable. Fritz Zwicky la utilizó por primera vez para declarar el fenómeno observado consistente con las observaciones de materia oscura como la velocidad rotacional de las galaxias y las velocidades orbitales de las galaxias en los cúmulos, las lentes gravitacionales de objetos de fondo por los cúmulos de galáxias así como el Cúmulo Bala (1E 0657-56) y la distribución de temperatura de gas caliente en galaxias y cúmulos de galaxias. La materia oscura también juega un papel central en la formación de estructuras y la evolución de galaxias y tiene efectos medibles en la anisotropía de la radiación de fondo de microondas. Todas estas líneas de pruebas sugieren que las galaxias, los cúmulos de galaxias y el Universo como un todo contienen mucha más materia que la que interactúa con la radiación electromagnética: lo restante es llamado "el componente de materia oscura".

La composición de la materia oscura se desconoce, pero puede incluir neutrinos ordinarios y pesados, partículas elementales recientemente postuladas como los WIMPs y los axiones, cuerpos astronómicos como las estrellas enanas y los planetas (colectivamente llamados MACHO) y las nubes de gases no luminosos. Las pruebas actuales favorecen los modelos en que el componente primario de la materia oscura son las nuevas partículas elementales llamadas colectivamente materia oscura no bariónica.

El componente de materia oscura tiene bastante más masa que el componente "visible" del Universo.[1] En el presente, la densidad de bariones ordinarios y la radiación en el Universo se estima que son equivalentes aproximadamente a un átomo de hidrógeno por metro cúbico de espacio. Sólo aproximadamente el 5% de la densidad de energía total en el Universo (inferido de los efectos gravitacionales) se puede observar directamente. Se piensa que en torno al 23% está compuesto de materia oscura. El 72% restante se piensa que consiste de energía oscura, un componente incluso más extraño, distribuido difusamente en el espacio.

***

referencias

* http://es.wikipedia.org/wiki/Universo
**http://www.astromia.com/universo/origen.htm
*** http://es.wikipedia.org/wiki/Materia_oscura

***  

***

***