¿ Cómo empezó todo ? Origen, evolución y destino del Universo

1. Manuel Fernández Sevilla 2017
¿Cómo empezó
¿Cómo empezó
todo?todo?
“El Big Bang”
Antes simplista que incomprensible

2. 2
.-Visión antigua del “universo” .
.-Conocimientos previos al modelo de Big Bang.
.-Como surge esta teoría.
.-Explicación y desarrollo de este modelo.
.-Pruebas a favor de la teoría del Big Bang.
.-Posible evolucion de nuestro Universo.

3. Manuel Fernández Sevilla 2017
EL UNIVERSO
La ignorancia era compensada con explicaciones sobrenaturales

4. Manuel Fernández Sevilla 2017
Solo el método científico nos permite descubrir la
verdadera naturaleza de la realidad.
Nuestra intuición sobre el mundo que nos rodea, está limitada
por nuestros sentidos.

6. Modelos históricos
-Siglo II d.C. Claudius Ptolomaeus. Modelo geocéntrico del universo.
-Nicolás Copérnico, (el Sol, y no la tierra, es el que estaba situado en el centro
del universo).
-Galileo (1564-1642). Aportó pruebas que reafirmaban el modelo heliocéntrico.
-Isaac Newton (1642-1727), formula su “ley de gravitación universal” Modelo de
universo, en el cual los planetas (incluida la tierra) giraban alrededor de su estrella con
órbitas elípticas, debido a la fuerza de atracción.
-En el modelo de Newton, el universo es estacionario y finito? (creado por un Dios).
-Olbers (S. XIX) planteó la siguiente cuestión: si el universo fuese infinito, por la noche,
el firmamento entero estaría iluminado por las estrellas.

7. Manuel Fernández Sevilla 2017
En el MODELO ESTÁTICO se supone que NO hay expansión cósmica
En la época en que Einstein completó su Teoría de la Relatividad General (1915)
todo el mundo daba por supuesto que el universo era estático... y Einstein también.
En el MODELO ESTACIONARIO — desarrollado en 1949 por
Hermann Bondi, Thomas Gold y Fred Hoyle como una alternativa
al Big Bang.
Hay expansión cósmica, pero se supone, además, que se va creando continuamente
materia a partir del vacío... NO hay Big Bang: el universo es eterno.

8. En 1925, Edwin Hubble sorprendió a la
comunidad científica al demostrar que había
más galaxias.
En 1917, Curtis reveló que no estábamos en
el centro de la galaxia, sino en un suburbio de
la Vía Láctea (aunque se asumió que la Vía
Láctea era todo lo que había).
Heber Doust Curtis
Albert Einstein anunció su teoría de la relatividad, a
principios del siglo XX, los astrónomos realmente
sólo sabían de la existencia de nuestra propia
galaxia.

9. Manuel Fernández Sevilla 2017
El físico ruso Alexander Friedmann y el sacerdote
belga y físico Georges Lemaître, ya habían utilizado la
propia teoría de Einstein para demostrar que
el universo estaba en realidad en movimiento,
(contraerse o expandirse).
Aleksandr Fridman
Georges Lemaître

10. Manuel Fernández Sevilla 2017
A la vista de las evidencias de Hubble, Einstein se vio
obligado a abandonar su idea de un Universo
estático. (constante cosmológica)
Edwin Hubble
En 1929, Hubble, comenzó a notar que la luz
procedente de galaxias se movía hacia el
extremo rojo del espectro debido al efecto
Doppler, (corrimiento al rojo) que indica que
las galaxias se alejaban de nosotros.

11. El modelo del origen del Universo (Gran Explosión) tal y como lo
conocemos hoy nace de dos teorías:
La relatividad (La presencia de materia y energía, determina la manera
en la que el espacio-tiempo se curva)
La teoría cuántica (Sustentada en la naturaleza dual partícula/onda,
de la materia)

12. El Universo es todo, sin excepciones.
Materia, energía, espacio y tiempo.
EL UNIVERSO, es el objeto de estudio de la cosmología,
disciplina basada en la Física y en la cual se describen todos sus
aspectos y sus fenómenos.

13. Manuel Fernández Sevilla 2017
BIG
BANG
Fred Hoyle

14. Manuel Fernández Sevilla 2017
The Big Bang Theory

16. Manuel Fernández Sevilla 2017
Partículas elementales: Quarks, Leptones y Gluones
Interacción electromagnética
Interacción nuclear fuerte
Interacción nuclear débil
Gravedad ?

17. 17

18. < 0º.-Hielo > 0º.- Agua líquida > 100º.- Vapor de Agua
Vapor de Agua > 3000º.- Hidrógeno y Oxígeno
Hidrógeno y Oxígeno > 10.000º.- Protones y Electrones
Protones y Electrones + Temperatura.- Partículas elementales
Modelo del Big Bang (la Historia de un enfriamiento)

19. Manuel Fernández Sevilla 2017
Se expande a la vez que su densidad y temperatura disminuyen

20. Manuel Fernández Sevilla 2017
Se caracteriza por postular que todo lo contenido en el Universo
(materia, energía, espacio y tiempo), aparecen de súbito en un
momento concreto de nuestro pasado. El estado inicial era una
“singularidad”.
La Teoría del Big Bang

21. En la singularidad, la densidad, la temperatura
y la presión eran infinitas.
Actualmente, nuestros conocimientos de física nos permiten conocer
que sucedió a partir de que el Universo tenía una mil millonésima de
segundo.

22. 22
Las etapas:
La época de Planck
Esta época abarca desde un hipotético instante cero hasta 10-43
segundos después del mismo.
La física actual no puede, describir lo que pasó ahí.
Necesitamos la teoría de la gravedad cuántica para poder decir algo con
sentido acerca de esta etapa.

23. Manuel Fernández Sevilla 2017

24. 24
Epoca de Gran Unificación (GUT)
Esta etapa abarca desde los 10-43
s hasta los 10-35
s.
La bajada en la temperatura se entiende porque el universo se está
expandiendo, de hecho puede que esta etapa sea la de inflación.
En esta etapa la gravedad se ha separado del resto de las otras tres
interacciones (electromagnetismo, interacción débil e interacción
fuerte).

25. 25
Epoca de Gran Unificación (GUT)
En 1981, Alan Guth resuelve varios problemas matemáticos y
conceptuales que planteaba el modelo, al señalar que hubo un“período
inflacionario”.
El universo se expandió 1026 veces, fenómeno que duró un lapso
cortísimo (para nuestra experiencia diaria): duró desde los 10-36
hasta
los 10-32
segundos después del Big Bang.

26. -270,42 º C, es decir 2,73 º C por encima del cero absoluto,
con una frecuencia de 160,2 GHz, correspondiéndose con una
longitud de onda de 1,9 mm.
Radiación de fondo cósmico de microondas.
La era de la inflación.
El espacio-tiempo crecería a mayor velocidad que la luz, en un
pasado muy remoto.

27. 27
LIGO

28. 28
Epoca electrodébil
Esta época dura desde los 10-35
s a los 10-11
s.
Durante esta época la interacción débil y electromagnética se
diferencian. Además se considera que aquí aparecen los
fotones, gluones, quarks y otras partículas conocidas.

29. 29
Epoca de la transición Quark-Hadrón
Aquí nos referimos al tiempo que pasa desde los 10-11
s hasta los 10-6
s
después del origen. La temperatura baja hasta los 10 12
K .
La temperatura (energía) ha bajado de forma que los quarks se
agrupan en hadrones. Aparecen los protones, los neutrones,
etc. Posteriormente también aparecen los leptones, electrones y
neutrinos por ejemplo.

30. Manuel Fernández Sevilla 2017

31. 31
Epoca de la nucleosíntesis
De los 10-6
s a 1s
después del big
bang.
Se empiezan a formar los núcleos ligeros. Hidrógeno,
deuterio, tritio, litio… las proporciones relativas de estos
elementos en el espacio exterior han sido medidas y están
en perfecta correspondencia con las predicciones del modelo
estándar de la cosmología.

32. Manuel Fernández Sevilla 2017
En algún momento de este proceso se produce una asimetría, que da
origen a la materia que hoy vemos. (Nucleosíntesis primordial)
Cuando el Universo tiene un segundo, aproximadamente con 10.000
millones de grados, los neutrinos pueden viajar libremente y desde
entonces lo hacen por todo el Universo.
Epoca de la nucleosíntesis
De los 10-6
s a 1s después del big bang.
Detección

33. Manuel Fernández Sevilla 2017
Epoca de la nucleosíntesis
Cuando el Universo tenía unos 300s su temperatura había descendido a 600 millones
de grados.
El Universo está lleno de núcleos atómicos (+) fundamentalmente de H, He y
electrones(-) y gran cantidad de fotones. Esto es lo que se denomina Plasma.
La luz no puede viajar libremente pues interacciona con las partículas cargadas
eléctricamente.
El Universo “era luminoso”, ya que había muchos fotones pero no “era transparente”,
era translúcido.

34. 34
Y a los 300.000 años después del big bang

35. Cuando el Universo tenía 380.000 años, la temperatura había descendido hasta unos
3.000 grados y los electrones ya eran lo suficientemente lentos para ser capturados por
los núcleos, (recombinación), se forman así los átomos.
El plasma se convierte en un gas de átomos, el Universo se hace transparente pues lo
átomos son neutros y no interaccionan con la luz.
Esto fotones siguen hoy viajando sin cesar y actualmente constituyen la Radiación de
fondo o fondo cósmico de microondas.
Estos fotones que correspondían a una temperatura de 3000ºC, ahora son Mil veces más
frios unos 3º por encima del cero absoluto, por eso ahora no son visibles y se han
convertido en microondas.
Y a los 300.000 años después del big bang

36. 36

37. Manuel Fernández Sevilla 2017
Tensiones y problemas:
1).- El nombre
2).- El término modelo
3).- La singularidad
Pruebas que lo avalan:
1).-La expansión
2).-La Química
3).-El Eco

38. Manuel Fernández Sevilla 2017
La
expansión1929 Edwin Hubble

39. Manuel Fernández Sevilla 2017
La Química
Ralph Alpher
En 1950, publicó que en un Universo que hubiese pasado
por una fase extremadamente densa y caliente, la
composición química necesariamente estaría formada por
un 75% de hidrógeno y un 25% de Helio.

40. Se han hecho experimentos colocando las proporciones razonables de partículas
elementales que se condensaron, y dejándolas mezclarse al azar y se obtiene como
resultado el porcentaje de las cantidades de hidrógeno, helio y litio que se
observan en el Universo.

41. COSMOLOGÍA

42. Manuel Fernández Sevilla 2017

43. Manuel Fernández Sevilla 2017
El ECO
Como todo había comenzado por una gran expansión
energética, debía existir un “eco” distribuido de manera
pareja por todo el universo. O sea, los ecos de la gran
explosión, en forma de una radiación de fondo prácticamente
homogénea.
Cuando la temperatura <3000K, los protones y electrones pueden formar átomos
neutros (recombinación) y los fotones se dispersan en todas las direcciones
(desacoplamiento).

44. Manuel Fernández Sevilla 2017
Radiación cósmica de microondas o radiación del fondo cósmico.

45. Manuel Fernández Sevilla 2017
Los astrofísicos Dickes, Peebles y Wilkinson trabajaban en la
Universidad de Princeton, en una investigación que buscaba
encontrar la radiación de fondo, con las características
esperadas.
Una frecuencia de 160,2 GHz, correspondiéndose con una longitud
de onda de 1,9 mm.

46. 46
En 1964, paralelamente y a unos 60 Km de distancia. Arno
Penzias y Robert Wilson, trabajaban instalando una antena
ultrasensible en los laboratorios Bell, cuando se encontraron
con un persistente ruido en su antena, en el área de las
microondas, específicamente en los 7.5 cm.
Decidieron publicar sus resultados en conjunto, con lo que la
teoría del Big Bang logró un apoyo experimental
En 1978, Penzias y Wilson
recibieron el Premio Nobel de
Física por su descubrimiento..

47. Manuel Fernández Sevilla 2017

48. LOS PRINCIPIOS COSMOLOGICOS
PRINCIPIO COSMOLOGICO.- La naturaleza obedece a las mismas leyes
en cualquier punto del tiempo y del espacio, tanto ahora como en el
pasado y en el futuro, tanto si conocemos esas leyes como si aún no
las conocemos.
Una de las consecuencias directas del principio cosmológico es suponer la
homogeneidad e isotropía del Universo a gran escala. Cuando decimos
uniformidad hablamos principalmente de densidad, presión y temperatura.
Actualmente la escala de homogeneidad e isotropía que se acepta es de 200
Mpc.

49. Manuel Fernández Sevilla 2017
En 1969 se descubrió que la radiación de fondo no es
perfectamente isótropa o sea igual en todas las direcciones.
Gracias a esta anisotropía, sabemos que nos estamos
desplazando a 380 Km/s, con respecto al fondo de radiación, en
dirección a la constelación de Virgo.
Se sospechaba que esta homogeneidad no podía ser perfecta y
así en 1992 el satélite COBE, detectó inhomogeneidades o
fluctuaciones, se trata de variaciones de temperatura de
diezmilésimas de grado. (temperaturas ~ densidades)

50. 50

51. Manuel Fernández Sevilla 2017
“expansión acelerada del universo o
universo en expansión acelerada”
A finales de los años 1990 unas observaciones de
supernovas tipo A (clase Ia) arrojaron el resultado
inesperado de que la expansión del Universo parece ir
acelerándose.
Radiación y Materia oscura

52. 52
La hipótesis más común para dar cuenta de la expansión
acelerada del universo es asumir la existencia de un tipo de
energía exótica llamada energía oscura.

53. Manuel Fernández Sevilla 2017
Destino final del universo
Depende de la relación masa/energía en el universo,
su densidad promedio, y la tasa de expansión.
La forma del universo
El consenso científico actual de muchos cosmólogos
es que el destino final del universo depende de su
forma global y de cuanta energía oscura contiene.
Posible evolucion de nuestro Universo

54. Manuel Fernández Sevilla 2017
Universo cerrado
En un universo cerrado carente del efecto repulsivo
de la energía oscura, la gravedad acabará por parar
la expansión del universo (Big Crunch).

55. Manuel Fernández Sevilla 2017
Universo plano
Sin energía oscura, un universo plano se expande para
siempre pero a una tasa continuamente desacelerada: la
tasa de expansión se aproxima a cero. Con energía oscura,
la tasa de expansión del universo es inicialmente baja,
debido al efecto de la gravedad, pero finalmente se
incrementa.

56. Manuel Fernández Sevilla 2017
Universo abierto
La geometría del universo sería hiperbólica. Un
universo negativamente curvado se expandirá para
siempre. Muerte térmica" o Big Freeze" o el "Big Rip"
https://es.wikipedia.org/wiki/Destino_final_del_universo

57. Manuel Fernández Sevilla 2017
Big Freeze o muerte térmica del universo
Este escenario es generalmente considerado como el
más probable y ocurrirá si el universo continúa en
expansión como hasta ahora. Sobre la escala de
tiempo en el orden de un billón de años, las estrellas
existentes se apagarán y la mayor parte del universo
se volverá oscuro.

58. Manuel Fernández Sevilla 2017
¡Pero hay otras teorías!
1. Universo Cíclico:Plantea que el universo pasa por ciclos de expansión (Big Bang) y luego de
compresión máxima (Big Crunch), en forma oscilatoria. Implica, además que no existen sólo las 3 dimensiones
físicas que conocemos, sino que al menos 8 más
2. Universo Holográfico: el universo sería bidimensional (plano), pero para nosotros aparentaría ser
tridimensional.
3. Torsión del espacio-tiempo: Atractiva teoría de Nicolas Poplawski, quien plantea que el universo se
comportaría como un objeto en el borde de un agujero negro
4. Universo sin comienzo ni fin:
5. Inflación Eterna: En el periodo Inflacionario se dieron los Multiversos, lo que ocasiona un universo fractal,
que se repite eternamente, y donde cada universo podría tener sus propias leyes físicas, distintas todas entre sí.

59. 1915. Einstein da a conocer su teoría de la Relatividad General.
1916. El físico alemán Karl Schwarzschild publica un trabajo sobre las ecuaciones de campo de Einstein sobre un
cuerpo con tal masa que su velocidad de escape supera a la de la luz (concepto que en 1967 llamaría agujero
negro el americano John Archibald Wheeler).
1917. Einstein introduce una constante cosmológica en sus ecuaciones para producir un universo estático.
1919. El astrofísico británico Arthur Eddington mide en un eclipse la curvatura que experimenta la luz al pasar cerca
del Sol, confirmando la teoría de la relatividad.
1922. El matemático ruso Alexander Friedman descubre las primeras soluciones cosmológicas de la Relatividad
General, correspondientes a un universo en expansión.
1929. El astrónomo estadounidense Edwin Hubble establece su ley de expansión del Universo basada en el
corrimiento al rojo de las galaxias distantes.
Veamos brevemente algunas de las efemérides de la época moderna de la
Cosmología:

60. 1931. El sacerdote y astrofísico belga George Lemaitre propone la idea de una gran explosión como origen del
Universo a partir de un solo cuanto de energía (conocida más adelante como Big Bang gracias a un comentario
del astrofísico inglés Fred Hoyle, precisamente uno de sus detractores).
1932. Einstein retira su constante cosmológica y propone un modelo de universo en expansión junto con el físico
holandés Willem de Sitter.
1933. El astrónomo búlgaro Fritz Zwicky introduce el término materia oscura al observar el relativamente
pequeño volumen y las grandes velocidades de las galaxias en un cúmulo.
1934. El físico americano Richard Tolman publica un monográfico sobre la aplicación de la Termodinámica a la
Cosmología.
1935. El astrofísico británico Edward Arthur Milne introduce el principio cosmológico.
1935. El americano Howard Percy Robertson y el inglés Arthur Geoffrey Walker completan el modelo cosmológico
de Friedman y Lemaitre (de sus iniciales se cogieron las siglas para la llamada métrica FLRW).
1942. El físico ucraniano George Gamow comenzó el estudio de la nucleosíntesis primordial, apoyando las
ideas de expansión del universo y prediciendo la radiación de fondo.

61. 1961. El físico estadounidense Sheldon Glashow comienza a desarrollar la teoría actual de la materia, el llamado modelo
electrodébil desarrollado junto con el paquistaní Abdus Salam y el también estadounidense Steven Weinberg. Por esto se
les concedería el Nobel de Física en 1979.
1963. El físico estadounidense Murray Gell-Mann comienza a desarrollar la cromodinámica cuántica. Por sus logros en
física de partículas se le concedería el Nobel de Física en 1969.
1965. Los físicos alemán y estadounidense Arno Penzias y Robert Wilson descubren accidentalmente la radiación de
fondo de microondas en los laboratorios Bell. Se les concedió por esto el premio Nobel de Física en 1978.
1981. El físico estadounidense Alan Guth y el ruso Andrei Linde proponen las primeras teorías del universo inflacionario.
1992. El satélite COBE (Cosmic Background Explorer) de la NASA confirma el espectro de cuerpo negro del fondo de
microondas y detecta por primera vez anisotropías en la temperatura, apoyando las hipótesis del principio cosmológico y
de la formación de galaxias. Por esta razón sus promotores, los estadounidenses George Smoot y John Mather recibieron
el Nobel de Física en 2006.

62. 1998. Los astrofísicos estadounidenses Adam Riess, Saul Perlmutter y Brian Schmidt hallan una reaceleración en
el ritmo de expansión del Universo midiendo la luminosidad de varias decenas de supernovas de tipo Ia muy
lejanas, por resultar menor que la esperada. Se admite de nuevo la constante cosmológica en los modelos. En 2011
se les concedió el premio Nobel de Física por este hecho.
1998. El cosmólogo Michael Turner acuña el término energía oscura como causante de la reaceleración del
universo.
2000. El globo estratosférico italo-norteamericano BOOMERANG ( Balloon Observations of Millimetric Extragalactic
Radiation and Geophysics) confirma que las secciones espaciales del Universo son euclídeas apoyando la idea de
su planitud. Asimismo aumenta la precisión de los picos acústicos del baño de microondas apuntados por el COBE.
2003. El satélite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) de la NASA aumenta la precisión en el estudio de
las anisotropías del fondo invalidando algunos modelos inflacionarios no estándar.
2009. El 14 de mayo de 2009 se lanza desde el Puerto espacial de Kourou (Guayana Francesa) el satélite Planck
Surveyor de la ESA que se espera que de una precisión y una sensitividad diez veces mejor que WMAP. Esta
misión tiene una importante participación española (experimento QUIJOTE). Ya está dando mapas completos del
cielo (2011).

63. https://www.youtube.com/watch?v=pIn6Evqty_s

64. 64