Universo

Universo

La imagen del campo ultraprofundo del Hubble muestra algunas de las galaxias más remotas visibles con la tecnología actual (la diagonal es aproximadamente 1/10 del diámetro aparente de la Luna ) [1]
Edad (dentro del modelo ΛCDM )	13.787 ± 0.020 mil millones de años [2]
Diámetro	Desconocido. [3] Universo observable :8,8 × 10 26  m (28,5 G pc o 93 G ly ) [4]
Masa (materia ordinaria)	Al menos10,53  kilos [5 ]
Densidad media (con energía )	9,9 × 10 −27  kg/m3 [ 6]
Temperatura media	2.725 48  K (-270,4  °C ,−454,8  °F ) [7]
Contenido principal	Materia ordinaria (bariónica) (4,9%) Materia oscura (26,8%) Energía oscura (68,3%) [8]
Forma	Plano con margen de error del 0,4% [9]

El universo es todo el espacio y el tiempo ^[a] y sus contenidos. ^[10] Comprende toda la existencia , cualquier interacción fundamental , proceso físico y constante física , y por lo tanto todas las formas de materia y energía , y las estructuras que forman, desde partículas subatómicas hasta filamentos galácticos enteros . Desde principios del siglo XX, el campo de la cosmología establece que el espacio y el tiempo surgieron juntos en el Big Bang. Hace 13.787 ± 0.020 mil millones de años ^[11] y que el universo se expandió posteriormente . Hoy en día, el universo se ha expandido a una edad y tamaño que es físicamente solo una parte del universo observable , actualmente alrededor de 93 mil millones de años luz de diámetro, mientras que el tamaño espacial de todo el universo es por definición desconocido y se teoriza que posiblemente sea infinito . ^[3]

Algunos de los primeros modelos cosmológicos del universo fueron desarrollados por filósofos griegos e indios antiguos y eran geocéntricos , colocando a la Tierra en el centro. ^{[12] [13]} A lo largo de los siglos, observaciones astronómicas más precisas llevaron a Nicolás Copérnico a desarrollar el modelo heliocéntrico con el Sol en el centro del Sistema Solar . Al desarrollar la ley de la gravitación universal , Isaac Newton se basó en el trabajo de Copérnico, así como en las leyes del movimiento planetario de Johannes Kepler y las observaciones de Tycho Brahe .

Las mejoras observacionales posteriores llevaron a la conclusión de que el Sol es una de los pocos cientos de miles de millones de estrellas de la Vía Láctea , que a su vez es una de los pocos cientos de miles de millones de galaxias del universo observable. Muchas de las estrellas de una galaxia tienen planetas . En la escala más grande , las galaxias están distribuidas de manera uniforme y son iguales en todas las direcciones, lo que significa que el universo no tiene ni borde ni centro. En escalas más pequeñas, las galaxias están distribuidas en cúmulos y supercúmulos que forman inmensos filamentos y vacíos en el espacio, creando una vasta estructura similar a una espuma. ^[14] Los descubrimientos de principios del siglo XX han sugerido que el universo tuvo un comienzo y se ha estado expandiendo desde entonces. ^[15]

Según la teoría del Big Bang, la energía y la materia inicialmente presentes se han vuelto menos densas a medida que el universo se expandía. Después de una expansión acelerada inicial llamada época inflacionaria en alrededor de 10 ⁻³² segundos, y la separación de las cuatro fuerzas fundamentales conocidas , el universo se enfrió gradualmente y continuó expandiéndose, lo que permitió que se formaran las primeras partículas subatómicas y átomos simples . Nubes gigantes de hidrógeno y helio fueron atraídas gradualmente hacia los lugares donde la materia era más densa , formando las primeras galaxias, estrellas y todo lo que vemos hoy.

A partir del estudio de los efectos de la gravedad tanto sobre la materia como sobre la luz, se ha descubierto que el universo contiene mucha más materia de la que se puede encontrar en los objetos visibles: estrellas, galaxias, nebulosas y gas interestelar. Esta materia invisible se conoce como materia oscura ^[16] ( oscura significa que hay una amplia gama de pruebas indirectas sólidas de su existencia, pero aún no la hemos detectado directamente), que surgió junto con el resto del universo físico antes de acumularse gradualmente en una estructura similar a una espuma de filamentos y huecos y permitir que otras formas de materia se formen juntas en estructuras visibles. El modelo ΛCDM es el modelo del universo más ampliamente aceptado. Sugiere que aproximadamenteEl 69,2% ± 1,2% de la masa y energía del universo es energía oscura, que es responsable de la aceleración de la expansión del universo , y aproximadamenteEl 25,8% ± 1,1% es materia oscura. ^[17] Por lo tanto, la materia ordinaria (" bariónica ") es sólo4,84% ± 0,1% del universo físico. ^[17] Las estrellas, los planetas y las nubes de gas visibles solo forman alrededor del 6% de la materia ordinaria. ^[18]

Existen muchas hipótesis en pugna sobre el destino final del universo y sobre lo que, si es que hubo algo, precedió al Big Bang, mientras que otros físicos y filósofos se niegan a especular, dudando de que alguna vez se pueda acceder a información sobre estados anteriores. Algunos físicos han sugerido varias hipótesis de multiverso , en las que el universo podría ser uno entre muchos. ^{[3] [19] [20]}

Parte de una serie sobre
Cosmología física
Big Bang  · Universo Edad del universo Cronología del universo
Universo primitivo Inflation · Nucleosynthesis Backgrounds Gravitational wave (GWB) Microwave (CMB) · Neutrino (CNB)
Expansion · Future Hubble's law · Redshift Expansion of the universe FLRW metric · Friedmann equations Inhomogeneous cosmology Future of an expanding universe Ultimate fate of the universe
Components · Structure Components Lambda-CDM model Dark energy · Dark matter Structure Shape of the universe Galaxy filament · Galaxy formation Large quasar group Large-scale structure Reionization · Structure formation
Experiments Black Hole Initiative (BHI) BOOMERanG Cosmic Background Explorer (COBE) Dark Energy Survey Planck space observatory Sloan Digital Sky Survey (SDSS) 2dF Galaxy Redshift Survey ("2dF") Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP)
Scientists Aaronson Alfvén Alpher Copernicus de Sitter Dicke Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileo Gamow Guth Hawking Hubble Huygens Kepler Lemaître Mather Newton Penrose Penzias Rubin Schmidt Smoot Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich List of cosmologists
Subject history Discovery of cosmic microwave background radiation History of the Big Bang theory Timeline of cosmological theories
Category Astronomy portal
v t e

El universo físico se define como todo el espacio y el tiempo ^[a] (denominados colectivamente espacio-tiempo ) y sus contenidos. ^[10] Dichos contenidos comprenden toda la energía en sus diversas formas, incluida la radiación electromagnética y la materia , y por lo tanto los planetas, las lunas , las estrellas, las galaxias y los contenidos del espacio intergaláctico . ^{[21] [22] [23]} El universo también incluye las leyes físicas que influyen en la energía y la materia, como las leyes de conservación , la mecánica clásica y la relatividad . ^[24]

El universo se define a menudo como "la totalidad de la existencia", o todo lo que existe, todo lo que ha existido y todo lo que existirá. ^[24] De hecho, algunos filósofos y científicos apoyan la inclusión de ideas y conceptos abstractos, como las matemáticas y la lógica, en la definición del universo. ^{[26] [27] [28]} La palabra universo también puede referirse a conceptos como el cosmos , el mundo y la naturaleza . ^{[29] [30]}

La palabra universo deriva de la palabra francesa antigua univers , que a su vez deriva de la palabra latina universus , que significa 'combinado en uno'. ^[31] La palabra latina 'universum' fue utilizada por Cicerón y autores latinos posteriores en muchos de los mismos sentidos en que se utiliza la palabra inglesa moderna. ^[32]

Un término para universo entre los filósofos griegos antiguos desde Pitágoras en adelante era τὸ πᾶν ( tò pân ) 'el todo', definido como toda la materia y todo el espacio, y τὸ ὅλον ( tò hólon ) 'todas las cosas', que no incluía necesariamente el vacío. ^{[33] [34]} Otro sinónimo era ὁ κόσμος ( ho kósmos ) que significa 'el mundo , el cosmos '. ^[35] También se encuentran sinónimos en autores latinos ( totum , mundus , natura ) ^[36] y sobreviven en los idiomas modernos, por ejemplo, las palabras alemanas Das All , Weltall y Natur para universo . Los mismos sinónimos se encuentran en inglés, como everything (como en la teoría del todo ), the cosmos (como en cosmology ), the world (como en la interpretación de los muchos mundos ) y nature (como en natural laws o natural philosophy ). ^[37]

El modelo predominante para la evolución del universo es la teoría del Big Bang. ^{[38] [39]} El modelo del Big Bang establece que el estado más temprano del universo era extremadamente caliente y denso, y que posteriormente el universo se expandió y enfrió. El modelo se basa en la relatividad general y en supuestos simplificadores como la homogeneidad y la isotropía del espacio. Una versión del modelo con una constante cosmológica (Lambda) y materia oscura fría , conocida como el modelo Lambda-CDM , es el modelo más simple que proporciona una explicación razonablemente buena de varias observaciones sobre el universo.

El estado inicial, caliente y denso, se denomina época de Planck , un breve período que se extiende desde el tiempo cero hasta una unidad de tiempo de Planck de aproximadamente 10 ⁻⁴³ segundos. Durante la época de Planck, todos los tipos de materia y todos los tipos de energía se concentraron en un estado denso, y se cree que la gravedad (actualmente la más débil de las cuatro fuerzas conocidas ) fue tan fuerte como las otras fuerzas fundamentales, y es posible que todas las fuerzas estuvieran unificadas . No se entiende la física que controla este período muy temprano (incluida la gravedad cuántica en la época de Planck), por lo que no podemos decir qué sucedió, si es que sucedió algo, antes del tiempo cero . Desde la época de Planck, el universo se ha estado expandiendo hasta su escala actual, con un período muy corto pero intenso de inflación cósmica que se especula que ocurrió dentro de los primeros 10 ⁻³² segundos. ^[40] Este período inicial de inflación explicaría por qué el espacio parece ser muy plano .

En la primera fracción de segundo de existencia del universo, las cuatro fuerzas fundamentales se habían separado. A medida que el universo continuaba enfriándose desde su estado inconcebiblemente caliente, varios tipos de partículas subatómicas pudieron formarse en cortos períodos de tiempo conocidos como la época de los quarks , la época de los hadrones y la época de los leptones . En conjunto, estas épocas abarcaron menos de 10 segundos de tiempo después del Big Bang. Estas partículas elementales se asociaron de manera estable en combinaciones cada vez más grandes, incluidos protones y neutrones estables , que luego formaron núcleos atómicos más complejos a través de la fusión nuclear . ^{[41] [42]}

Este proceso, conocido como nucleosíntesis del Big Bang , duró unos 17 minutos y finalizó unos 20 minutos después del Big Bang, por lo que solo se produjeron las reacciones más rápidas y sencillas. Alrededor del 25% de los protones y todos los neutrones del universo, en masa, se convirtieron en helio , con pequeñas cantidades de deuterio (una forma de hidrógeno ) y trazas de litio . Cualquier otro elemento solo se formó en cantidades muy pequeñas. El otro 75% de los protones permaneció inalterado, como núcleos de hidrógeno . ^{[41] [42] : 27–42}

Después de que la nucleosíntesis terminó, el universo entró en un período conocido como la época de los fotones . Durante este período, el universo todavía estaba demasiado caliente para que la materia formara átomos neutros , por lo que contenía un plasma caliente, denso y brumoso de electrones con carga negativa , neutrinos neutros y núcleos positivos. Después de unos 377.000 años, el universo se había enfriado lo suficiente como para que los electrones y los núcleos pudieran formar los primeros átomos estables . Esto se conoce como recombinación por razones históricas; los electrones y los núcleos se estaban combinando por primera vez. A diferencia del plasma, los átomos neutros son transparentes a muchas longitudes de onda de la luz, por lo que por primera vez el universo también se volvió transparente. Los fotones liberados (" desacoplados ") cuando se formaron estos átomos todavía se pueden ver hoy; forman el fondo cósmico de microondas (CMB). ^{[42] : 15–27}

A medida que el universo se expande, la densidad energética de la radiación electromagnética disminuye más rápidamente que la de la materia porque la energía de cada fotón disminuye a medida que se desplaza hacia el rojo cosmológico . Alrededor de los 47.000 años, la densidad energética de la materia se hizo mayor que la de los fotones y los neutrinos , y comenzó a dominar el comportamiento a gran escala del universo. Esto marcó el final de la era dominada por la radiación y el comienzo de la era dominada por la materia . ^{[43] : 390}

En las primeras etapas del universo, pequeñas fluctuaciones en la densidad del universo llevaron a que se formaran gradualmente concentraciones de materia oscura . La materia ordinaria, atraída por la gravedad , formó grandes nubes de gas y, finalmente, estrellas y galaxias, donde la materia oscura era más densa, y vacíos donde era menos densa. Después de unos 100-300 millones de años, ^{[43] : 333} se formaron las primeras estrellas , conocidas como estrellas de Población III . Probablemente eran muy masivas, luminosas, no metálicas y de corta duración. Fueron responsables de la reionización gradual del universo entre aproximadamente 200-500 millones de años y 1.000 millones de años, y también de sembrar el universo con elementos más pesados ​​que el helio, a través de la nucleosíntesis estelar . ^[44]

El universo también contiene una energía misteriosa, posiblemente un campo escalar , llamada energía oscura , cuya densidad no cambia con el tiempo. Después de unos 9.800 millones de años, el universo se había expandido lo suficiente como para que la densidad de la materia fuera menor que la densidad de la energía oscura, lo que marca el comienzo de la actual era dominada por la energía oscura . ^[45] En esta era, la expansión del universo se está acelerando debido a la energía oscura.

De las cuatro interacciones fundamentales , la gravitación es la dominante en las escalas de longitud astronómicas. Los efectos de la gravedad son acumulativos; por el contrario, los efectos de las cargas positivas y negativas tienden a cancelarse entre sí, lo que hace que el electromagnetismo sea relativamente insignificante en las escalas de longitud astronómicas. Las dos interacciones restantes, las fuerzas nucleares débil y fuerte , disminuyen muy rápidamente con la distancia; sus efectos se limitan principalmente a las escalas de longitud subatómica. ^{[46] : 1470}

El universo parece tener mucha más materia que antimateria , una asimetría posiblemente relacionada con la violación CP . ^[47] Este desequilibrio entre materia y antimateria es parcialmente responsable de la existencia de toda la materia existente hoy en día, ya que la materia y la antimateria, si se hubieran producido por igual en el Big Bang , se habrían aniquilado completamente entre sí y habrían dejado solo fotones como resultado de su interacción. ^[48] Estas leyes son la ley de Gauss y la no divergencia del pseudotensor de tensión-energía-momento . ^[49]

Según la teoría general de la relatividad, las regiones lejanas del espacio podrían no interactuar nunca con las nuestras, ni siquiera durante la existencia del universo, debido a la velocidad finita de la luz y a la continua expansión del espacio . Por ejemplo, los mensajes de radio enviados desde la Tierra podrían no llegar nunca a algunas regiones del espacio, incluso si el universo existiera eternamente: el espacio podría expandirse más rápido de lo que la luz puede atravesarlo. ^[50]

La región espacial que se puede observar con telescopios se llama universo observable , que depende de la ubicación del observador. La distancia adecuada —la distancia que se mediría en un momento específico, incluido el presente— entre la Tierra y el borde del universo observable es de 46 mil millones de años luz ^{[51] [52]} (14 mil millones de parsecs ), lo que hace que el diámetro del universo observable sea de unos 93 mil millones de años luz (28 mil millones de parsecs). ^[51] La distancia que ha recorrido la luz desde el borde del universo observable es muy cercana a la edad del universo multiplicada por la velocidad de la luz, 13.8 mil millones de años luz (4,2 × 10 ⁹  pc), pero esto no representa la distancia en un momento dado porque el borde del universo observable y la Tierra se han alejado más desde entonces. ^[53]^

A modo de comparación, el diámetro de una galaxia típica es de 30.000 años luz (9.198 parsecs ), y la distancia típica entre dos galaxias vecinas es de 3 millones de años luz (919,8 kiloparsecs). ^[54] Como ejemplo, la Vía Láctea tiene aproximadamente entre 100.000 y 180.000 años luz de diámetro, ^{[55] [56]} y la galaxia hermana más cercana a la Vía Láctea, la Galaxia de Andrómeda , se encuentra aproximadamente a 2,5 millones de años luz de distancia. ^[57]

Debido a que los humanos no pueden observar el espacio más allá del borde del universo observable, se desconoce si el tamaño del universo en su totalidad es finito o infinito. ^{[3] [58] [59]} Las estimaciones sugieren que todo el universo, si es finito, debe ser más de 250 veces más grande que una esfera de Hubble . ^[60] Algunas estimaciones controvertidas ^[61] para el tamaño total del universo, si es finito, llegan hasta megaparsecs, como lo implica una resolución sugerida de la Propuesta de No-Frontera . ^{[62] [b]} Modelos como la teoría de cuerdas sugieren que el universo podría ser infinito, y que los seres conscientes simplemente solo perciben el espacio-tiempo en el que pueden vivir . ^[3]${\displaystyle 10^{10^{10^{122}}}}$

Suponiendo que el modelo Lambda-CDM es correcto, las mediciones de los parámetros utilizando una variedad de técnicas mediante numerosos experimentos arrojan un mejor valor de la edad del universo en 13.799 ± 0.021 mil millones de años, a partir de 2015. ^[2]

Con el tiempo, el universo y sus contenidos han evolucionado. Por ejemplo, la población relativa de cuásares y galaxias ha cambiado ^[63] y el universo se ha expandido . Esta expansión se infiere de la observación de que la luz de las galaxias distantes se ha desplazado hacia el rojo , lo que implica que las galaxias se están alejando de nosotros. Los análisis de las supernovas de tipo Ia indican que la expansión se está acelerando . ^{[64] [65]}

Cuanto más materia hay en el universo, más fuerte es la atracción gravitatoria mutua de la materia. Si el universo fuera demasiado denso, volvería a colapsar en una singularidad gravitatoria . Sin embargo, si el universo contuviera muy poca materia, la autogravedad sería demasiado débil para que se formaran estructuras astronómicas, como galaxias o planetas. Desde el Big Bang, el universo se ha expandido monótonamente . Tal vez no sea sorprendente que nuestro universo tenga la densidad de masa-energía adecuada , equivalente a unos 5 protones por metro cúbico, lo que le ha permitido expandirse durante los últimos 13.800 millones de años, lo que le ha dado tiempo para formar el universo tal como se observa hoy. ^{[66] [67]}

Existen fuerzas dinámicas que actúan sobre las partículas del universo y que afectan a la tasa de expansión. Antes de 1998, se esperaba que la tasa de expansión fuera disminuyendo con el paso del tiempo debido a la influencia de las interacciones gravitacionales en el universo; por lo tanto, existe una cantidad observable adicional en el universo llamada parámetro de desaceleración , que la mayoría de los cosmólogos esperaban que fuera positiva y estuviera relacionada con la densidad de materia del universo. En 1998, dos grupos diferentes midieron el parámetro de desaceleración como negativo, aproximadamente -0,55, lo que técnicamente implica que la segunda derivada del factor de escala cósmica ha sido positiva en los últimos 5-6 mil millones de años. ^{[68] [69]}${\displaystyle {\ddot {a}}}$

La física moderna considera que los eventos se organizan en el espacio-tiempo . ^[70] Esta idea se originó con la teoría especial de la relatividad , que predice que si un observador ve dos eventos sucediendo en diferentes lugares al mismo tiempo, un segundo observador que se mueve en relación con el primero verá que esos eventos suceden en diferentes momentos. ^{[71] : 45–52} Los dos observadores no estarán de acuerdo sobre el tiempo entre los eventos, y no estarán de acuerdo sobre la distancia que separa los eventos, pero estarán de acuerdo sobre la velocidad de la luz , y medirán el mismo valor para la combinación . ^{[71] : 80} La raíz cuadrada del valor absoluto de esta cantidad se llama intervalo entre los dos eventos. El intervalo expresa cuán ampliamente separados están los eventos, no solo en el espacio o en el tiempo, sino en el entorno combinado del espacio-tiempo. ^{[71] : 84, 136  [72]}${\displaystyle T}$${\displaystyle D}$ ${\displaystyle c}$${\displaystyle c^{2}T^{2}-D^{2}}$

La teoría especial de la relatividad no puede explicar la gravedad . Su sucesora, la teoría general de la relatividad , explica la gravedad al reconocer que el espacio-tiempo no es fijo sino dinámico. En la relatividad general, la fuerza gravitacional se reimagina como la curvatura del espacio-tiempo . Una trayectoria curva como una órbita no es el resultado de una fuerza que desvía un cuerpo de una trayectoria en línea recta ideal, sino más bien el intento del cuerpo de caer libremente a través de un fondo que está curvado por la presencia de otras masas. Una observación de John Archibald Wheeler que se ha vuelto proverbial entre los físicos resume la teoría: "El espacio-tiempo le dice a la materia cómo moverse; la materia le dice al espacio-tiempo cómo curvarse", ^{[73] [74]} y, por lo tanto, no tiene sentido considerar uno sin el otro. ^[15] La teoría newtoniana de la gravedad es una buena aproximación a las predicciones de la relatividad general cuando los efectos gravitacionales son débiles y los objetos se mueven lentamente en comparación con la velocidad de la luz. ^{[75] : 327  [76]}

La relación entre la distribución de la materia y la curvatura del espacio-tiempo está dada por las ecuaciones de campo de Einstein , que requieren cálculo tensorial para expresarse. ^{[77] : 43  [78]} El universo parece ser un continuo espacio-tiempo suave que consta de tres dimensiones espaciales y una dimensión temporal ( tiempo ). Por lo tanto, un evento en el espacio-tiempo del universo físico puede identificarse por un conjunto de cuatro coordenadas: ( x , y , z , t ) . En promedio, se observa que el espacio es casi plano (con una curvatura cercana a cero), lo que significa que la geometría euclidiana es empíricamente verdadera con alta precisión en la mayor parte del universo. ^[79] El espacio-tiempo también parece tener una topología simplemente conectada , en analogía con una esfera, al menos en la escala de longitud del universo observable. Sin embargo, las observaciones actuales no pueden excluir las posibilidades de que el universo tenga más dimensiones (lo cual es postulado por teorías como la teoría de cuerdas) y que su espacio-tiempo pueda tener una topología global múltiplemente conectada, en analogía con las topologías cilíndricas o toroidales de los espacios bidimensionales . ^{[80] [81]}

La relatividad general describe cómo el espacio-tiempo se curva y se dobla por la masa y la energía (gravedad). La topología o geometría del universo incluye tanto la geometría local en el universo observable como la geometría global . Los cosmólogos a menudo trabajan con una porción dada de espacio-tiempo similar al espacio llamada coordenadas comóviles . La sección del espacio-tiempo que se puede observar es el cono de luz hacia atrás , que delimita el horizonte cosmológico . El horizonte cosmológico, también llamado horizonte de partículas u horizonte de luz, es la distancia máxima desde la cual las partículas pueden haber viajado hasta el observador en la edad del universo . Este horizonte representa el límite entre las regiones observables y no observables del universo. ^{[82] [83]}

Un parámetro importante que determina la evolución futura de la teoría del universo es el parámetro de densidad , Omega (Ω), definido como la densidad media de materia del universo dividida por un valor crítico de esa densidad. Esto selecciona una de las tres posibles geometrías dependiendo de si Ω es igual, menor o mayor que 1. Estas se denominan, respectivamente, universos plano, abierto y cerrado. ^[84]

Las observaciones, incluyendo el Explorador de Fondo Cósmico (COBE), la Sonda de Anisotropía de Microondas Wilkinson (WMAP) y los mapas de Planck del CMB, sugieren que el universo es infinito en extensión con una edad finita, como lo describen los modelos Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker (FLRW). ^{[85] [80] [86] [87]} Estos modelos FLRW apoyan así los modelos inflacionarios y el modelo estándar de cosmología, describiendo un universo plano y homogéneo actualmente dominado por materia oscura y energía oscura . ^{[88] [89]}

La hipótesis del universo finamente ajustado es la proposición de que las condiciones que permiten la existencia de vida observable en el universo solo pueden darse cuando ciertas constantes físicas fundamentales universales se encuentran dentro de un rango muy estrecho de valores. Según esta hipótesis, si alguna de varias constantes fundamentales fuera solo ligeramente diferente, el universo habría sido poco propicio para el establecimiento y desarrollo de la materia , las estructuras astronómicas, la diversidad elemental o la vida tal como se entiende. Si esto es cierto, y si esa pregunta es incluso lógicamente significativa de plantear, son temas de mucho debate. ^[90] La proposición es discutida entre filósofos , científicos , teólogos y defensores del creacionismo . ^[91]

El universo está compuesto casi en su totalidad de energía oscura, materia oscura y materia ordinaria . Otros componentes son la radiación electromagnética (que se estima que constituye entre el 0,005% y cerca del 0,01% de la masa-energía total del universo) y la antimateria . ^{[92] [93] [94]}

Las proporciones de todos los tipos de materia y energía han cambiado a lo largo de la historia del universo. ^[95] La cantidad total de radiación electromagnética generada dentro del universo ha disminuido a la mitad en los últimos 2 mil millones de años. ^{[96] [97]} Hoy, la materia ordinaria, que incluye átomos, estrellas, galaxias y vida , representa solo el 4,9% del contenido del universo. ^[8] La densidad general actual de este tipo de materia es muy baja, aproximadamente 4,5 × 10 ⁻³¹ gramos por centímetro cúbico, lo que corresponde a una densidad del orden de solo un protón por cada cuatro metros cúbicos de volumen. ^[6] Se desconoce la naturaleza tanto de la energía oscura como de la materia oscura. La materia oscura, una forma misteriosa de materia que aún no ha sido identificada, representa el 26,8% del contenido cósmico. La energía oscura, que es la energía del espacio vacío y está provocando que la expansión del universo se acelere, representa el 68,3% restante del contenido. ^{[8] [98] [99]}

La materia, la materia oscura y la energía oscura se distribuyen de forma homogénea por todo el universo en escalas de longitud superiores a 300 millones de años luz (ly) aproximadamente. ^[100] Sin embargo, en escalas de longitud más cortas, la materia tiende a agruparse jerárquicamente; muchos átomos se condensan en estrellas , la mayoría de las estrellas en galaxias, la mayoría de las galaxias en cúmulos, supercúmulos y, finalmente, filamentos galácticos a gran escala . El universo observable contiene unas 2 billones de galaxias estimadas ^{[101] [102] [103]} y, en total, unas 10 ²⁴ estrellas estimadas ^{[104] [105]} – más estrellas (y planetas similares a la Tierra) que todos los granos de arena de playa del planeta Tierra ; ^{[106] [107] [108]} pero menos que el número total de átomos estimado en el universo como 10 ⁸² ; ^[109] y el número total estimado de estrellas en un universo inflacionario (observado y no observado), como 10 ¹⁰⁰ . ^[110] Las galaxias típicas varían desde enanas con tan solo diez millones ^[111] (10 ⁷ ) de estrellas hasta gigantes con un billón ^[112] (10 ¹² ) de estrellas. Entre las estructuras más grandes hay vacíos , que normalmente tienen entre 10 y 150 Mpc (33 millones y 490 millones de años luz) de diámetro. La Vía Láctea está en el Grupo Local de galaxias, que a su vez está en el Supercúmulo de Laniakea . ^[113] Este supercúmulo se extiende por más de 500 millones de años luz, mientras que el Grupo Local se extiende por más de 10 millones de años luz. ^[114] El universo también tiene vastas regiones de vacío relativo; el vacío más grande conocido mide 1.800 millones de años luz (550 Mpc) de ancho. ^[115]

El universo observable es isótropo en escalas significativamente mayores que los supercúmulos, lo que significa que las propiedades estadísticas del universo son las mismas en todas las direcciones observadas desde la Tierra. El universo está bañado por una radiación de microondas altamente isótropa que corresponde a un espectro de cuerpo negro en equilibrio térmico de aproximadamente 2,72548 kelvins . ^[7] La ​​hipótesis de que el universo a gran escala es homogéneo e isótropo se conoce como el principio cosmológico . ^[117] Un universo que es a la vez homogéneo e isótropo se ve igual desde todos los puntos de vista y no tiene centro. ^{[118] [119]}

Aún no se ha encontrado una explicación de por qué se acelera la expansión del universo. A menudo se atribuye a la "energía oscura", una forma desconocida de energía que, según la hipótesis, permea el espacio. ^[120] Sobre la base de la equivalencia masa-energía , la densidad de la energía oscura (~7 × 10 ⁻³⁰ g/cm ³ ) es mucho menor que la densidad de la materia ordinaria o materia oscura dentro de las galaxias. Sin embargo, en la actual era de la energía oscura, domina la relación masa-energía del universo porque es uniforme en todo el espacio. ^{[121] [122]}

Dos formas propuestas para la energía oscura son la constante cosmológica , una densidad de energía constante que llena el espacio de manera homogénea, ^[123] y los campos escalares como la quintaesencia o los módulos , cantidades dinámicas cuya densidad de energía puede variar en el tiempo y el espacio mientras que aún permean lo suficiente como para causar la tasa de expansión observada. Las contribuciones de los campos escalares que son constantes en el espacio generalmente también se incluyen en la constante cosmológica. La constante cosmológica puede formularse para que sea equivalente a la energía del vacío .

La materia oscura es un tipo hipotético de materia que es invisible para todo el espectro electromagnético , pero que representa la mayor parte de la materia en el universo. La existencia y las propiedades de la materia oscura se infieren de sus efectos gravitacionales sobre la materia visible, la radiación y la estructura a gran escala del universo. Aparte de los neutrinos , una forma de materia oscura caliente , la materia oscura no ha sido detectada directamente, lo que la convierte en uno de los mayores misterios de la astrofísica moderna . La materia oscura no emite ni absorbe luz ni ninguna otra radiación electromagnética en ningún nivel significativo. Se estima que la materia oscura constituye el 26,8% de la masa-energía total y el 84,5% de la materia total en el universo. ^{[98] [124]}

El 4,9% restante de la masa-energía del universo es materia ordinaria, es decir, átomos , iones , electrones y los objetos que forman. Esta materia incluye estrellas , que producen casi toda la luz que vemos de las galaxias, así como gas interestelar en los medios interestelares e intergalácticos , planetas y todos los objetos de la vida cotidiana con los que podemos chocar, tocar o apretar. ^[125] La gran mayoría de la materia ordinaria en el universo es invisible, ya que las estrellas visibles y el gas dentro de las galaxias y los cúmulos representan menos del 10 por ciento de la contribución de la materia ordinaria a la densidad de masa-energía del universo. ^{[126] [127] [128]}

La materia ordinaria existe comúnmente en cuatro estados (o fases ): sólido , líquido , gas y plasma . ^[129] Sin embargo, los avances en las técnicas experimentales han revelado otras fases previamente teóricas, como los condensados ​​de Bose-Einstein y los condensados ​​fermiónicos . ^{[130] [131]} La materia ordinaria está compuesta por dos tipos de partículas elementales : quarks y leptones . ^[132] Por ejemplo, el protón está formado por dos quarks up y un quark down ; el neutrón está formado por dos quarks down y un quark up; y el electrón es una especie de leptón. Un átomo consta de un núcleo atómico , formado por protones y neutrones (ambos bariones ), y electrones que orbitan alrededor del núcleo. ^{[46] : 1476}

Poco después del Big Bang , los protones y neutrones primordiales se formaron a partir del plasma de quarks y gluones del universo primitivo a medida que se enfriaba por debajo de los dos billones de grados. Unos minutos más tarde, en un proceso conocido como nucleosíntesis del Big Bang , se formaron núcleos a partir de los protones y neutrones primordiales. Esta nucleosíntesis formó elementos más ligeros, aquellos con números atómicos pequeños hasta el litio y el berilio , pero la abundancia de elementos más pesados ​​​​cayó bruscamente con el aumento del número atómico. Es posible que se haya formado algo de boro en este momento, pero el siguiente elemento más pesado, el carbono , no se formó en cantidades significativas. La nucleosíntesis del Big Bang se detuvo después de unos 20 minutos debido a la rápida caída de la temperatura y la densidad del universo en expansión. La formación posterior de elementos más pesados ​​​​resultó de la nucleosíntesis estelar y la nucleosíntesis de supernova . ^[133]

La materia ordinaria y las fuerzas que actúan sobre ella pueden describirse en términos de partículas elementales . ^[134] Estas partículas a veces se describen como fundamentales, ya que tienen una subestructura desconocida y se desconoce si están compuestas o no de partículas más pequeñas e incluso más fundamentales. ^{[135] [136]} En la mayoría de los modelos contemporáneos se las considera puntos en el espacio. ^[137] Actualmente, todas las partículas elementales se explican mejor mediante la mecánica cuántica y exhiben dualidad onda-partícula : su comportamiento tiene aspectos tanto de partícula como de onda , con diferentes características que dominan en diferentes circunstancias. ^[138]

De importancia central es el Modelo Estándar , una teoría que se ocupa de las interacciones electromagnéticas y de las interacciones nucleares débiles y fuertes . ^[139] El Modelo Estándar está respaldado por la confirmación experimental de la existencia de partículas que componen la materia: quarks y leptones , y sus correspondientes duales de " antimateria ", así como las partículas de fuerza que median las interacciones : el fotón , los bosones W y Z , y el gluón . ^[135] El Modelo Estándar predijo la existencia del recientemente descubierto bosón de Higgs , una partícula que es una manifestación de un campo dentro del universo que puede dotar a las partículas de masa. ^{[140] [141]} Debido a su éxito en la explicación de una amplia variedad de resultados experimentales, el Modelo Estándar a veces se considera como una "teoría de casi todo". ^[139] Sin embargo, el Modelo Estándar no da cabida a la gravedad. No se ha logrado una verdadera "teoría del todo" fuerza-partícula. ^[142]

Un hadrón es una partícula compuesta de quarks unidos por la fuerza nuclear fuerte . Los hadrones se clasifican en dos familias: bariones (como los protones y neutrones ) formados por tres quarks, y mesones (como los piones ) formados por un quark y un antiquark . De los hadrones, los protones son estables y los neutrones ligados a núcleos atómicos son estables. Otros hadrones son inestables en condiciones normales y, por lo tanto, son constituyentes insignificantes del universo moderno. ^{[143] : 118–123}

Desde aproximadamente 10 ⁻⁶ segundos después del Big Bang , durante un período conocido como la época de los hadrones , la temperatura del universo había caído lo suficiente como para permitir que los quarks se unieran para formar hadrones, y la masa del universo estaba dominada por hadrones . Inicialmente, la temperatura era lo suficientemente alta como para permitir la formación de pares hadrón-antihadrón, que mantenían la materia y la antimateria en equilibrio térmico . Sin embargo, a medida que la temperatura del universo continuó cayendo, los pares hadrón-antihadrón ya no se produjeron. La mayoría de los hadrones y antihadrones fueron eliminados en reacciones de aniquilación de partículas-antipartículas , dejando un pequeño residuo de hadrones cuando el universo tenía aproximadamente un segundo de antigüedad. ^{[143] : 244–266}

Un leptón es una partícula elemental de espín medio entero que no experimenta interacciones fuertes pero está sujeta al principio de exclusión de Pauli ; no pueden existir dos leptones de la misma especie exactamente en el mismo estado al mismo tiempo. ^[144] Existen dos clases principales de leptones: leptones cargados (también conocidos como leptones similares a electrones ) y leptones neutros (mejor conocidos como neutrinos ). Los electrones son estables y el leptón cargado más común en el universo, mientras que los muones y los taus son partículas inestables que se desintegran rápidamente después de producirse en colisiones de alta energía , como las que involucran rayos cósmicos o se llevan a cabo en aceleradores de partículas . ^{[145] [146]} Los leptones cargados pueden combinarse con otras partículas para formar varias partículas compuestas como átomos y positronio . El electrón gobierna casi toda la química , ya que se encuentra en los átomos y está directamente relacionado con todas las propiedades químicas . Los neutrinos rara vez interactúan con algo y, por lo tanto, rara vez se los observa. Los neutrinos se desplazan por todo el universo, pero rara vez interactúan con la materia normal. ^[147]

La época leptónica fue el período en la evolución del universo primitivo en el que los leptones dominaban la masa del universo. Comenzó aproximadamente 1 segundo después del Big Bang , después de que la mayoría de los hadrones y antihadrones se aniquilaran entre sí al final de la época hadrónica . Durante la época leptónica, la temperatura del universo todavía era lo suficientemente alta como para crear pares leptón-antileptón, por lo que los leptones y antileptones estaban en equilibrio térmico. Aproximadamente 10 segundos después del Big Bang, la temperatura del universo había caído hasta el punto en que ya no se creaban pares leptón-antileptón. ^[148] La mayoría de los leptones y antileptones fueron eliminados en reacciones de aniquilación , dejando un pequeño residuo de leptones. La masa del universo estuvo dominada por los fotones cuando entró en la siguiente época fotónica . ^{[149] [150]}

Un fotón es el cuanto de luz y de todas las demás formas de radiación electromagnética . Es el portador de la fuerza electromagnética . Los efectos de esta fuerza son fácilmente observables a nivel microscópico y macroscópico porque el fotón tiene masa en reposo cero ; esto permite interacciones a larga distancia . ^{[46] : 1470}

La época de los fotones comenzó después de que la mayoría de los leptones y antileptones se aniquilaran al final de la época de los leptones, unos 10 segundos después del Big Bang. Los núcleos atómicos se crearon en el proceso de nucleosíntesis que tuvo lugar durante los primeros minutos de la época de los fotones. Durante el resto de la época de los fotones, el universo contuvo un plasma denso y caliente de núcleos, electrones y fotones. Unos 380.000 años después del Big Bang, la temperatura del universo descendió hasta el punto en que los núcleos pudieron combinarse con los electrones para crear átomos neutros. Como resultado, los fotones ya no interactuaban frecuentemente con la materia y el universo se volvió transparente. Los fotones altamente desplazados hacia el rojo de este período forman el fondo cósmico de microondas. Las pequeñas variaciones de temperatura y densidad detectables en el fondo cósmico de microondas fueron las primeras "semillas" a partir de las cuales tuvo lugar toda la formación de estructuras posteriores . ^{[143] : 244–266}

La frecuencia de la vida en el universo ha sido un punto frecuente de investigación en astronomía y astrobiología , siendo el tema de la ecuación de Drake y las diferentes visiones sobre ella, desde la identificación de la paradoja de Fermi , la situación de no haber encontrado señales de vida extraterrestre , hasta argumentos a favor de una cosmología biofísica , una visión de la vida siendo inherente a la cosmología física del universo. ^[151]

La relatividad general es la teoría geométrica de la gravitación publicada por Albert Einstein en 1915 y la descripción actual de la gravitación en la física moderna . Es la base de los modelos cosmológicos actuales del universo. La relatividad general generaliza la relatividad especial y la ley de gravitación universal de Newton , proporcionando una descripción unificada de la gravedad como una propiedad geométrica del espacio y el tiempo , o espacio-tiempo. En particular, la curvatura del espacio-tiempo está directamente relacionada con la energía y el momento de cualquier materia y radiación presentes. ^[152]

La relación se especifica mediante las ecuaciones de campo de Einstein , un sistema de ecuaciones diferenciales parciales . En la relatividad general, la distribución de materia y energía determina la geometría del espacio-tiempo, que a su vez describe la aceleración de la materia. Por lo tanto, las soluciones de las ecuaciones de campo de Einstein describen la evolución del universo. Combinadas con mediciones de la cantidad, el tipo y la distribución de la materia en el universo, las ecuaciones de la relatividad general describen la evolución del universo a lo largo del tiempo. ^[152]

Con el supuesto del principio cosmológico de que el universo es homogéneo e isótropo en todas partes, una solución específica de las ecuaciones de campo que describe el universo es el tensor métrico llamado métrica de Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker .

${\displaystyle ds^{2}=-c^{2}dt^{2}+R(t)^{2}\left({\frac {dr^{2}}{1-kr^{2}}}+r^{2}d\theta ^{2}+r^{2}\sin ^{2}\theta \,d\phi ^{2}\right)}$

donde ( r , θ, φ) corresponden a un sistema de coordenadas esféricas . Esta métrica tiene solo dos parámetros indeterminados. Un factor de escala de longitud adimensional general R describe la escala de tamaño del universo como una función del tiempo (un aumento en R es la expansión del universo ), ^[153] y un índice de curvatura k describe la geometría. El índice k se define de modo que solo pueda tomar uno de tres valores: 0, correspondiente a la geometría euclidiana plana ; 1, correspondiente a un espacio de curvatura positiva ; o −1, correspondiente a un espacio de curvatura positiva o negativa. ^[154] El valor de R como una función del tiempo t depende de k y de la constante cosmológica Λ . ^[152] La constante cosmológica representa la densidad de energía del vacío del espacio y podría estar relacionada con la energía oscura. ^[99] La ecuación que describe cómo R varía con el tiempo se conoce como la ecuación de Friedmann en honor a su inventor, Alexander Friedmann . ^[155]

Las soluciones para R(t) dependen de k y Λ , pero algunas características cualitativas de dichas soluciones son generales. En primer lugar y más importante, la escala de longitud R del universo puede permanecer constante solo si el universo es perfectamente isótropo con curvatura positiva ( k = 1) y tiene un valor preciso de densidad en todas partes, como lo observó por primera vez Albert Einstein . ^[152]

En segundo lugar, todas las soluciones sugieren que hubo una singularidad gravitacional en el pasado, cuando R se redujo a cero y la materia y la energía eran infinitamente densas. Puede parecer que esta conclusión es incierta porque se basa en los supuestos cuestionables de homogeneidad e isotropía perfectas (el principio cosmológico) y que solo la interacción gravitacional es significativa. Sin embargo, los teoremas de singularidad de Penrose-Hawking muestran que una singularidad debería existir para condiciones muy generales. Por lo tanto, según las ecuaciones de campo de Einstein, R creció rápidamente a partir de un estado inimaginablemente caliente y denso que existía inmediatamente después de esta singularidad (cuando R tenía un valor pequeño y finito); esta es la esencia del modelo del Big Bang del universo. Comprender la singularidad del Big Bang probablemente requiere una teoría cuántica de la gravedad , que aún no ha sido formulada. ^[156]

En tercer lugar, el índice de curvatura k determina el signo de la curvatura de superficies espaciales de tiempo constante ^[154] promediadas en escalas de longitud suficientemente grandes (superiores a unos mil millones de años luz ). Si k = 1, la curvatura es positiva y el universo tiene un volumen finito. ^[157] Un universo con curvatura positiva se visualiza a menudo como una esfera tridimensional incrustada en un espacio de cuatro dimensiones. Por el contrario, si k es cero o negativo, el universo tiene un volumen infinito. ^[157] Puede parecer contra-intuitivo que un universo infinito y, sin embargo, infinitamente denso podría crearse en un solo instante cuando R = 0, pero exactamente eso se predice matemáticamente cuando k es no positivo y se satisface el principio cosmológico . Por analogía, un plano infinito tiene curvatura cero pero área infinita, mientras que un cilindro infinito es finito en una dirección y un toro es finito en ambas.

El destino final del universo es aún desconocido porque depende críticamente del índice de curvatura k y de la constante cosmológica Λ . Si el universo fuera suficientemente denso, k sería igual a +1, lo que significa que su curvatura promedio a lo largo de todo es positiva y el universo eventualmente colapsará en un Big Crunch , ^[158] posiblemente iniciando un nuevo universo en un Big Bounce . Por el contrario, si el universo fuera insuficientemente denso, k sería igual a 0 o −1 y el universo se expandiría para siempre, enfriándose y eventualmente alcanzando el Big Freeze y la muerte térmica del universo . ^[152] Los datos modernos sugieren que la expansión del universo se está acelerando ; si esta aceleración es suficientemente rápida, el universo puede eventualmente alcanzar un Big Rip . Observacionalmente, el universo parece ser plano ( k = 0), con una densidad general que está muy cerca del valor crítico entre el colapso y la expansión eterna. ^[159]

Algunas teorías especulativas han propuesto que nuestro universo es sólo uno de un conjunto de universos desconectados, colectivamente denominados multiverso , desafiando o mejorando definiciones más limitadas del universo. ^{[19] [160]} Max Tegmark desarrolló un esquema de clasificación de cuatro partes para los diferentes tipos de multiversos que los científicos han sugerido en respuesta a varios problemas en física . Un ejemplo de tales multiversos es el que resulta del modelo de inflación caótica del universo primitivo. ^[161]

Otro es el multiverso resultante de la interpretación de los múltiples mundos de la mecánica cuántica. En esta interpretación, los mundos paralelos se generan de una manera similar a la superposición y la decoherencia cuánticas , y todos los estados de las funciones de onda se realizan en mundos separados. Efectivamente, en la interpretación de los múltiples mundos el multiverso evoluciona como una función de onda universal . Si el Big Bang que creó nuestro multiverso creó un conjunto de multiversos, la función de onda del conjunto estaría enredada en este sentido. ^[162] Si se pueden extraer probabilidades científicamente significativas de esta imagen ha sido y sigue siendo un tema de mucho debate, y existen múltiples versiones de la interpretación de los múltiples mundos. ^{[163] [164] [165]} El tema de la interpretación de la mecánica cuántica está en general marcado por el desacuerdo. ^{[166] [167] [168]}

La categoría de multiverso menos controvertida, pero aún muy disputada, en el esquema de Tegmark es el Nivel I. Los multiversos de este nivel están compuestos por eventos espaciotemporales distantes "en nuestro propio universo". Tegmark y otros ^[169] han argumentado que, si el espacio es infinito, o suficientemente grande y uniforme, instancias idénticas de la historia de todo el volumen de Hubble de la Tierra ocurren cada cierto tiempo, simplemente por casualidad. Tegmark calculó que nuestro llamado doppelgänger más cercano está a 10 ^{10 115} metros de nosotros (una función exponencial doble más grande que un googolplex ). ^{[170] [171]} Sin embargo, los argumentos utilizados son de naturaleza especulativa. ^[172]

Es posible concebir espacios-tiempos desconectados, cada uno existente pero incapaz de interactuar con los demás. ^{[170] [173]} Una metáfora fácilmente visualizable de este concepto es un grupo de burbujas de jabón separadas , en el que los observadores que viven en una burbuja de jabón no pueden interactuar con los de otras burbujas de jabón, ni siquiera en principio. ^[174] Según una terminología común, cada "burbuja de jabón" del espacio-tiempo se denota como un universo , mientras que el espacio-tiempo particular de los humanos se denota como el universo , ^[19] al igual que los humanos llaman a la luna de la Tierra la Luna . La colección completa de estos espacios-tiempos separados se denota como el multiverso. ^[19]

Con esta terminología, los diferentes universos no están conectados causalmente entre sí. ^[19] En principio, los otros universos no conectados pueden tener diferentes dimensionalidades y topologías de espacio-tiempo, diferentes formas de materia y energía , y diferentes leyes físicas y constantes físicas , aunque tales posibilidades son puramente especulativas. ^[19] Otros consideran que cada una de varias burbujas creadas como parte de la inflación caótica son universos separados , aunque en este modelo todos estos universos comparten un origen causal. ^[19]

Históricamente, ha habido muchas ideas sobre el cosmos (cosmologías) y su origen (cosmogonías). Las teorías de un universo impersonal gobernado por leyes físicas fueron propuestas por primera vez por los griegos y los indios. ^[13] La antigua filosofía china abarcó la noción del universo que incluía tanto todo el espacio como todo el tiempo. ^[175] A lo largo de los siglos, las mejoras en las observaciones astronómicas y las teorías del movimiento y la gravitación llevaron a descripciones cada vez más precisas del universo. La era moderna de la cosmología comenzó con la teoría general de la relatividad de Albert Einstein de 1915 , que hizo posible predecir cuantitativamente el origen, la evolución y la conclusión del universo en su conjunto. La mayoría de las teorías modernas y aceptadas de la cosmología se basan en la relatividad general y, más específicamente, en el Big Bang predicho . ^[176]

Muchas culturas tienen historias que describen el origen del mundo y del universo . En general, las culturas consideran que estas historias tienen algo de verdad . Sin embargo, existen muchas creencias diferentes sobre cómo se aplican estas historias entre quienes creen en un origen sobrenatural, que van desde un dios que creó directamente el universo tal como es ahora hasta un dios que simplemente puso las "ruedas en movimiento" (por ejemplo, a través de mecanismos como el big bang y la evolución). ^[177]

Los etnólogos y antropólogos que estudian los mitos han desarrollado varios esquemas de clasificación para los diversos temas que aparecen en las historias de la creación. ^{[178] [179]} Por ejemplo, en un tipo de historia, el mundo nace de un huevo mundial ; tales historias incluyen el poema épico finlandés Kalevala , la historia china de Pangu o el Brahmanda Purana indio . En historias relacionadas, el universo es creado por una sola entidad que emana o produce algo por sí misma, como en el concepto del budismo tibetano de Adi-Buddha , la antigua historia griega de Gea (Madre Tierra), el mito de la diosa azteca Coatlicue , la antigua historia del dios egipcio Atum y la narrativa de la creación del Génesis judeocristiana en la que el Dios abrahámico creó el universo. En otro tipo de historia, el universo es creado a partir de la unión de deidades masculinas y femeninas, como en la historia maorí de Rangi y Papa . En otras historias, el universo se crea fabricándolo a partir de materiales preexistentes, como el cadáver de un dios muerto (como Tiamat en la epopeya babilónica Enuma Elish o el gigante Ymir en la mitología nórdica ) o de materiales caóticos, como en Izanagi e Izanami en la mitología japonesa . En otras historias, el universo emana de principios fundamentales, como Brahman y Prakrti , y el mito de la creación de los Serers . ^[180]

Los filósofos griegos presocráticos y los filósofos indios desarrollaron algunos de los primeros conceptos filosóficos del universo. ^{[13] [181]} Los primeros filósofos griegos notaron que las apariencias pueden ser engañosas y buscaron comprender la realidad subyacente detrás de las apariencias. En particular, notaron la capacidad de la materia para cambiar de forma (por ejemplo, hielo a agua a vapor) y varios filósofos propusieron que todos los materiales físicos del mundo son diferentes formas de un solo material primordial, o arche . El primero en hacerlo fue Tales , quien propuso que este material fuera el agua . El estudiante de Tales, Anaximandro , propuso que todo provenía del ápeiron ilimitado . Anaxímenes propuso que el material primordial fuera el aire debido a sus cualidades percibidas como atractivas y repulsivas que hacen que el arche se condense o se disocie en diferentes formas. Anaxágoras propuso el principio de Nous (Mente), mientras que Heráclito propuso el fuego (y habló del logos ). Empédocles propuso que los elementos fueran tierra, agua, aire y fuego. Su modelo de cuatro elementos se hizo muy popular. Al igual que Pitágoras , Platón creía que todas las cosas estaban compuestas de números , y que los elementos de Empédocles tomaban la forma de los sólidos platónicos . Demócrito y filósofos posteriores, especialmente Leucipo , propusieron que el universo está compuesto de átomos indivisibles que se mueven a través de un vacío , aunque Aristóteles no creía que eso fuera factible porque el aire, como el agua, ofrece resistencia al movimiento . El aire se precipitará inmediatamente para llenar un vacío y, además, sin resistencia, lo haría indefinidamente rápido. ^[13]

Aunque Heráclito defendía el cambio eterno, ^[182] su contemporáneo Parménides enfatizaba la inmutabilidad. El poema de Parménides Sobre la naturaleza ha sido leído como si dijera que todo cambio es una ilusión, que la verdadera realidad subyacente es eternamente inmutable y de una sola naturaleza, o al menos que la característica esencial de cada cosa que existe debe existir eternamente, sin origen, cambio o fin. ^[183] ​​Su alumno Zenón de Elea desafió las ideas cotidianas sobre el movimiento con varias paradojas famosas . Aristóteles respondió a estas paradojas desarrollando la noción de un infinito contable potencial, así como el continuo infinitamente divisible. ^{[184] [185]}

El filósofo indio Kanada , fundador de la escuela Vaisheshika , desarrolló una noción de atomismo y propuso que la luz y el calor eran variedades de la misma sustancia. ^[186] En el siglo V d. C., el filósofo atomista budista Dignāga propuso que los átomos tenían el tamaño de puntos, no tenían duración y estaban hechos de energía. Negaron la existencia de materia sustancial y propusieron que el movimiento consistía en destellos momentáneos de una corriente de energía. ^[187]

La noción de finitismo temporal se inspiró en la doctrina de la creación compartida por las tres religiones abrahámicas : el judaísmo , el cristianismo y el islam . El filósofo cristiano , Juan Filópono , presentó los argumentos filosóficos contra la antigua noción griega de un pasado y futuro infinitos. Los argumentos de Filópono contra un pasado infinito fueron utilizados por el filósofo musulmán primitivo , Al-Kindi (Alkindus); el filósofo judío , Saadia Gaon (Saadia ben Joseph); y el teólogo musulmán , Al-Ghazali (Algazel). ^[188]

El panteísmo es la creencia religiosa filosófica de que el universo mismo es idéntico a la divinidad y un ser o entidad suprema . ^[189] El universo físico se entiende así como una deidad inmanente que todo lo abarca. ^{[190] El término "panteísta" designa a alguien que sostiene que todo constituye una unidad y que esta unidad es divina, consistente en un} dios o diosa manifestado que todo lo abarca . ^{[191] [192]}

Los primeros registros escritos de predecesores identificables de la astronomía moderna provienen del Antiguo Egipto y Mesopotamia , de alrededor de 3000 a 1200 a . C. ^{[193] [194]} Los astrónomos babilónicos del siglo VII a. C. veían el mundo como un disco plano rodeado por el océano. ^{[195] [196]}

Los filósofos griegos posteriores , observando los movimientos de los cuerpos celestes, se ocuparon de desarrollar modelos del universo basados ​​más profundamente en la evidencia empírica . El primer modelo coherente fue propuesto por Eudoxo de Cnido , un estudiante de Platón que siguió la idea de Platón de que los movimientos celestiales tenían que ser circulares. Para explicar las complicaciones conocidas de los movimientos de los planetas, particularmente el movimiento retrógrado , el modelo de Eudoxo incluía 27 esferas celestes diferentes : cuatro para cada uno de los planetas visibles a simple vista, tres para el Sol y la Luna, y una para las estrellas. Todas estas esferas estaban centradas en la Tierra, que permanecía inmóvil mientras rotaban eternamente. Aristóteles elaboró ​​este modelo, aumentando el número de esferas a 55 para explicar más detalles del movimiento planetario. Para Aristóteles, la materia normal estaba completamente contenida dentro de la esfera terrestre, y obedecía reglas fundamentalmente diferentes de la materia celestial . ^{[197] [198]}

El tratado post-Aristóteles De Mundo (de autoría y fecha inciertas) afirmaba: «Cinco elementos, situados en esferas en cinco regiones, siendo el menor en cada caso rodeado por el mayor —a saber, la Tierra rodeada de agua, el agua por aire, el aire por fuego y el fuego por éter— componen todo el universo». ^[199] Este modelo también fue refinado por Calipo y después de que se abandonaran las esferas concéntricas, Ptolomeo lo puso en un acuerdo casi perfecto con las observaciones astronómicas . ^[200] El éxito de un modelo de este tipo se debe en gran medida al hecho matemático de que cualquier función (como la posición de un planeta) puede descomponerse en un conjunto de funciones circulares (los modos de Fourier ). Otros científicos griegos, como el filósofo pitagórico Filolao , postularon (según el relato de Estobeo ) que en el centro del universo había un «fuego central» alrededor del cual la Tierra , el Sol , la Luna y los planetas giraban en un movimiento circular uniforme. ^[201]

El astrónomo griego Aristarco de Samos fue el primer individuo conocido que propuso un modelo heliocéntrico del universo. Aunque el texto original se ha perdido, una referencia en el libro de Arquímedes El contador de arena describe el modelo heliocéntrico de Aristarco. Arquímedes escribió:

Tú, rey Gelón, sabes que el universo es el nombre que dan la mayoría de los astrónomos a la esfera cuyo centro es el centro de la Tierra, mientras que su radio es igual a la línea recta entre el centro del Sol y el centro de la Tierra. Ésta es la explicación común que has oído de los astrónomos. Pero Aristarco ha publicado un libro que consta de ciertas hipótesis, en las que se demuestra, como consecuencia de las suposiciones formuladas, que el universo es muchas veces mayor que el universo que acabamos de mencionar. Sus hipótesis son que las estrellas fijas y el Sol permanecen inmóviles, que la Tierra gira alrededor del Sol en la circunferencia de un círculo, estando el Sol en el medio de la órbita, y que la esfera de estrellas fijas, situada aproximadamente en el mismo centro que el Sol, es tan grande que el círculo en el que supone que gira la Tierra guarda tal proporción con la distancia de las estrellas fijas como la que guarda el centro de la esfera con su superficie. ^[202]

Aristarco creía, pues, que las estrellas estaban muy lejos, y consideraba que esa era la razón por la que no se había observado la paralaje estelar , es decir, que no se había observado que las estrellas se movieran unas respecto de otras a medida que la Tierra se movía alrededor del Sol. Las estrellas están, de hecho, mucho más lejos que la distancia que se suponía generalmente en la antigüedad, por lo que la paralaje estelar sólo es detectable con instrumentos de precisión. Se suponía que el modelo geocéntrico, coherente con el paralaje planetario, era la explicación de la inobservabilidad de la paralaje estelar. ^[203]

El único otro astrónomo de la Antigüedad conocido por su nombre que apoyó el modelo heliocéntrico de Aristarco fue Seleuco de Seleucia , un astrónomo helenístico que vivió un siglo después de Aristarco. ^{[204] [205] [206]} Según Plutarco, Seleuco fue el primero en demostrar el sistema heliocéntrico mediante el razonamiento , pero no se sabe qué argumentos utilizó. Los argumentos de Seleuco a favor de una cosmología heliocéntrica probablemente estaban relacionados con el fenómeno de las mareas . ^[207] Según Estrabón (1.1.9), Seleuco fue el primero en afirmar que las mareas se deben a la atracción de la Luna, y que la altura de las mareas depende de la posición de la Luna en relación con el Sol. ^[208] Alternativamente, puede haber demostrado la heliocentricidad determinando las constantes de un modelo geométrico para ella, y desarrollando métodos para calcular las posiciones planetarias usando este modelo, similar a Nicolás Copérnico en el siglo XVI. ^[209] Durante la Edad Media , los astrónomos persas Albumasar ^[210] y Al-Sijzi también propusieron modelos heliocéntricos . ^[211]

El modelo aristotélico fue aceptado en el mundo occidental durante aproximadamente dos milenios, hasta que Copérnico revivió la perspectiva de Aristarco de que los datos astronómicos podrían explicarse de manera más plausible si la Tierra girara sobre su eje y si el Sol estuviera situado en el centro del universo. ^[212]

En el centro reposa el Sol. Pues ¿quién colocaría esta lámpara de un templo muy bello en otro o mejor lugar que éste desde donde puede iluminar todo a la vez?

—  Nicolaus Copernicus, en el Capítulo 10, Libro 1 de De Revolutionibus Orbium Coelestrum (1543)

Como señaló Copérnico, la noción de que la Tierra gira es muy antigua, y data al menos de Filolao ( c.  450 a. C. ), Heráclides Póntico ( c.  350 a. C. ) y Efanto el Pitagórico . Aproximadamente un siglo antes de Copérnico, el erudito cristiano Nicolás de Cusa también propuso que la Tierra gira sobre su eje en su libro Sobre la docta ignorancia (1440). ^[213] Al-Sijzi ^[214] también propuso que la Tierra gira sobre su eje. La evidencia empírica de la rotación de la Tierra sobre su eje, utilizando el fenómeno de los cometas , fue proporcionada por Tusi (1201-1274) y Ali Qushji (1403-1474). ^[215]

Esta cosmología fue aceptada por Isaac Newton , Christiaan Huygens y científicos posteriores. ^[216] Newton demostró que las mismas leyes de movimiento y gravedad se aplican a la materia terrestre y celestial, haciendo obsoleta la división de Aristóteles entre las dos. Edmund Halley (1720) ^[217] y Jean-Philippe de Chéseaux (1744) ^[218] notaron independientemente que la suposición de un espacio infinito lleno uniformemente de estrellas llevaría a la predicción de que el cielo nocturno sería tan brillante como el Sol mismo; esto se conoció como la paradoja de Olbers en el siglo XIX. ^[219] Newton creía que un espacio infinito lleno uniformemente de materia causaría fuerzas e inestabilidades infinitas que harían que la materia fuera aplastada hacia adentro bajo su propia gravedad. ^[216] Esta inestabilidad fue aclarada en 1902 por el criterio de inestabilidad de Jeans . ^[220] Una solución a estas paradojas es el universo de Charlier , en el que la materia está organizada jerárquicamente (sistemas de cuerpos en órbita que a su vez orbitan en un sistema más grande, ad infinitum ) de manera fractal , de modo que el universo tiene una densidad general despreciablemente pequeña; un modelo cosmológico de este tipo también había sido propuesto anteriormente en 1761 por Johann Heinrich Lambert . ^{[54] [221]}

Durante el siglo XVIII, Immanuel Kant especuló que las nebulosas podrían ser galaxias enteras separadas de la Vía Láctea, ^[217] y en 1850, Alexander von Humboldt llamó a estas galaxias separadas Weltinseln , o "islas del mundo", un término que más tarde se convirtió en "universos islas". ^{[222] [223]} En 1919, cuando se completó el telescopio Hooker , la opinión predominante era que el universo consistía completamente en la Vía Láctea. Usando el telescopio Hooker, Edwin Hubble identificó variables cefeidas en varias nebulosas espirales y en 1922-1923 demostró de manera concluyente que la nebulosa de Andrómeda y el Triángulo , entre otras, eran galaxias enteras fuera de la nuestra, probando así que el universo consiste en una multitud de galaxias. ^[224]

La era moderna de la cosmología física comenzó en 1917, cuando Albert Einstein aplicó por primera vez su teoría general de la relatividad para modelar la estructura y la dinámica del universo. ^[225] Los descubrimientos de esta era y las preguntas que siguen sin respuesta se describen en las secciones anteriores.

Mapa del universo observable con algunos de los objetos astronómicos más destacados conocidos hasta el año 2018. La escala de longitud aumenta exponencialmente hacia la derecha. Los cuerpos celestes se muestran ampliados para poder comprender sus formas.

Notas al pie

Citas