1. Cosmología Somos polvo de estrellas que piensa acerca de las estrellas .- Carl Sagan

2. Es la rama de la astrofísica, que estudia la estructura a gran escala y la dinámica del Universo. En particular, trata de responder las preguntas acerca del origen, la evolución y el destino del Universo

3. Teoría del Big Bang Sabías qué?: La antigüedad del Universo está cifrada en unos 13,7 mil millones de años, según las estimaciones más recientes. El primero en señalar esta posibilidad, en 1922, fue el matemático ruso Alexander Alexandrovich Friedmann. En 1927, el astrónomo belga Georges Lemaître elaboró sin conocer los trabajos de Friedmann un esquema similar del cosmos en expansión. Fue el físico ruso-norteamericano George Gamow quien, en los años 1930 y 1940, popularizó esta teoría a la que denominó Big Bang.

4. historia ACERCA DE LA TEORIA Se considera igualmente que el Universo comenzó como un gas muy tenue que se contrajo súbitamente tras un colapso gravitatorio en un Huevo Cósmico, siendo instantáneamente seguido de la explosión que entendemos como Big Bang. Partiendo de esta consideración expansiva del Universo, dentro de lo que se entiende como teoría del Bing Bang, caben dos posibilidades:

5. Universo Abierto: Según la cual el Universo continuará expandiéndose para siempre, haciéndose cada vez más y más tenue, con una densidad conjunta cada vez más y más pequeña, hasta acercarse a un vacío absoluto.

6. Universo Cerrado: En virtud de la cual la gravedad sería lo suficientemente fuerte, dependiendo de la cantidad de materia del Universo, como para desacelerar el proceso expansivo, llevando el índice de recesión de las galaxias hasta cero. Momento a partir del cual se impondría una contracción que llevaría al Universo a un implosivo colapso Big Crunchy desapareciendo en la nada. Sucediéndose de otra fase expansiva, y así indefinidamente en una interminable serie de oscilaciones.

7. Siguiendo con la teoría del Big Bang, en el nacimiento del espacio, seguidamente el tiempo, la energía y la materia, podemos distinguir las siguientes fases de desarrollo: Intervalo de 10-43 segundos o Tiempo de Planck: Toda la masa y energía del Universo se hallaba comprimida en una masa ardiente de densidad inimaginable. Ocupaba un espacio 10-20 veces menor que un núcleo atómico. Las cuatro fuerzas básicas (gravitación, electromagnetismo y fuerzas nucleares fuerte y débil) se hallaban unificadas.

8. A los 10-35 segundos comenzó la Era de la Inflacción: Un período caracterizado por un fantástico aumento de tamaño y por una caída drástica de la temperatura (cayó a 1028 º K). El Universo se hinchó hasta alcanzar 1050 veces sus dimensiones originales. Comienza la separación de la fuerza nuclear fuerte y la electro-débil (formada por la fuerza electromagnética y la nuclear débil).

11. Modelo Einstein- de sitter Willem de Sitter Astrónomo holandés que desarrolló un modelo cosmológico conforme a la teoría de la relatividad de Einstein, conocido como modelo de Einstein-de Sitter. Estudió matemáticas en la Universidad Estatal de Groninga, en cuyo observatorio se aficionó a la astronomía. en el observatorio de Groninga, donde realizó observaciones sobre los satélites de Júpiter, cuya masa calculó a partir de sus órbitas

12. Modelo El Universo de Einstein-de Sitter es un caso particularmente sencillo de un universo de materia fría no relativista donde la tendencia a la expansión y la atracción gravitatoria están en un punto crítico, de tal manera que la energía total es cero. Aunque actualmente este modelo está prácticamente descartado por las observaciones, su manipulación matemática es de tal simplicidad que nos sirve como ejercicio para entender cómo se relacionan los distintos parámetros en cosmología.

13. En las condiciones de expansión crítica, la ecuación de Friedman se convierte en: v2 = H2 a2 =(da/dt)2 = 8/3 p G rcrit a2 Donde hemos utilizado la relación velocidad-distancia de la forma v = (da/dt) = H a Por supuesto, se tiene que cumplir para cualquier tiempo, y en particular en el momento actual t0 obtenemos: H02 = 8/3 p G rcrit Donde rcrit es la denominada densidad crítica rcrit = 3 H02 / (8 p G) = 1.879 h2 10-29 g/cm3 donde se suele hacer h = H0 /100.

14. En un universo de Einstein-deSitter tenemos una ecuación de estado de tipo m. Por tanto, la masa dentro de un volumen determinado permanece constante. Como la densidad es inversamente proporcial al volumen, que a su vez es proporcional al cubo del parámetro de expansión a3 , satisface para un parámetro de expansión proporcional a t2/3, y por tanto: a(t0)/a(t) = (t0 / t)2/3 = 1+ z donde z es el desplazamiento al rojo y t0 es el tiempo transcurrido desde el Big Bang como medido por el observador.

15. Materia oscura No todo lo que existe en el universo es visible. Los astrónomos pueden ver todos los objetos astronómicos que emiten luz o cualquier otro tipo de radiación electromagnética. Sabemos que existen objetos que no se pueden ver directamente. Planetas en otras estrellas Estrellas enanas marrón Agujeros negros Polvo intergaláctico

16. ¿Cómo sabemos que en el universo debe existir materia oscura? Las estrellas en algunas galaxias espirales giran muy rápidamente. Según las leyes de la mecánica de Newton, la velocidad de una estrella a lo largo de su órbita depende de la masa de la galaxia contenida dentro de la órbita de la estrella. Sin embargo la masa visible es mucho menor que lo esperado.

17. No se ve la materia faltante pero ahí esta

18. ¿Donde esta? Cuando un astrónomo observa una estrella dando vueltas en torno a un punto, es posible calcular la masa concentrada en ese punto simplemente midiendo la velocidad y el radio de la órbita de la estrella. De esta forma se han detectado sistemas de estrellas (o gas) en rotación tan veloz y en un radio tan pequeño, que no queda otra explicación posible a la de admitir que debe existir un agujero en ese punto.

19. Mayor cantidad de materia oscura Fuertes argumentos teóricos de un universo dominado por materia oscura. Argumentos se basan en el llamado modelo inflacionario según el cual el universo sufrió un período de crecimiento acelerado a los pocos instantes después del Big Bang. Esta teoría predice que el universo estaría dominado por materia oscura: 99% de la materia que forma el universo no es visible.

20. Agujero Negro Región del cosmos, con tanta masa concentrada en un punto que ningún objeto, ni siquiera la luz, puede escapar de su atracción. La importante para la formación de un agujero negro es que alcance a concentrar una cierta cantidad de masa dentro de un cierto radio. Ej. La Masa de la tierra concentrada dentro de una esfera de radio 9 milímetros. El Sol se convertiría en un agujero negro si toda su masa se concentra dentro de una esfera de radio 3 kilómetros.

21. Quásares Son Los objetos celestes más brillantes que se han llegado a observar (Núcleos Galácticos Activos o AGN). Estos objetos son galaxias con un agujero negro supermasivo en su centro. La atracción gravitacional generada por este agujero negro es tan intensa que cualquier estrella o nube de gas que se encuentre cerca al centro de la galaxia son chupadas por el agujero negro y desaparecen para siempre.

22. ¿Cómo se puede formar un agujero negro? El mecanismo para formar un agujero negro es cuando las capas superiores de una estrella de gran masa explotan mientras que el núcleo de la estrella implota (es decir se contrae rápidamente). Esto es justamente lo que ocurre cuando el material fusionable de una estrella es consumido totalmente. Al acabarse la fuente de presión en la estrella (que la mantenía en equilibrio contra la gravedad) toda la masa del núcleo colapsa gravitacionalmente en su centro y así se genera un agujero negro.

24. Destino último del Universo Es un tema en cosmología física. Las teorías científicas rivales predicen si el Universo tendrá duración finita o infinita. Una vez que la noción de que el Universo empezó con el Big Bang se hizo popular entre los científicos, el destino final del Universo se convirtió en una pregunta cosmológica válida, dependiendo de la densidad media del Universo y la tasa de expansión. El Universo está actualmente en expansión.

25. Según las teorías cosmológicas actuales, la cantidad de materia que hay en el Universo es la que decidirá el futuro del mismo. Se tiene una idea bastante aproximada de la cantidad de materia visible que existe, pero no de la cantidad de materia oscura, dependiendo entonces de ésta el futuro del Universo.

26. La exploración científica teórica del destino final del Universo se hizo posible con la teoría de la relatividad general formulada por Albert Einstein. La Relatividad General se puede emplear para describir el Universo con la mayor escala posible. Hay muchas soluciones posibles a las ecuaciones de la relatividad general y cada solución implica un posible destino final del Universo.

27. Alexander Friedmann propuso una solución estas ecuaciones implican que el Universo ha estado expandiéndose desde una singularidad inicial( Big Bang). Así como también depende mucho de la forma global del mismo ya sea un Universo Plano, Cerrado O Abierto

28. Teorías sobre el final del Universo El destino del Universo viene dado por la densidad del Universo. Las pruebas hasta la fecha, basadas en las medidas de la tasa de expansión y de la densidad, indican que el Universo no se colapsará.

29. Big Freeze Este escenario es considerado como el más probable y ocurrirá si el Universo continúa en expansión como hasta ahora. En un billón de años, las estrellas existentes se apagarán y la mayor parte del Universo se volverá oscuro. El escenario nos habla de una expansión continúa indefinidamente en un Universo que es demasiado frío para tener vida. Podría ocurrir bajo una geometría plana o hiperbólica.

30. Big Rip En un Universo abierto, la relatividad general predice que el Universo tendrá una existencia indefinida, pero con un estado donde la vida que se conoce no puede existir. Bajo este escenario, la energía oscura causa que la tasa de expansión del Universo se acelere al extremo, una aceleración de la expansión eterna significa que toda la materia del Universo y eventualmente las formas de vida, no importa cuanto de pequeñas sean, se disgregarán en partículas elementales desligadas. El estado final del Universo es una singularidad, ya que la tasa de expansión es infinita.

31. El Big Crunch. El Big Bang empezó una expansión cosmológica, esta teoría postula que la densidad media del Universo es suficiente para parar su expansión y empezar la contracción. El resultado final es desconocido; una simple extrapolación sería que toda la materia y el espacio-tiempo en el Universo se colapsaría en una singularidad espaciotemporal adimensional, pero a estas escalas se desconocen los efectos cuánticos necesarios para ser considerados. Este escenario permite que el Big Bang esté precedido inmediatamente por el Big Crunch de un Universo precedente.

32. Si esto ocurre repetidamente, se tiene un universo oscilante. El Universo podría consistir en una secuencia infinita de Universos finitos, cada Universo finito terminando con un Big Crunch que es también el Big Bang del siguiente Universo. Teóricamente, el Universo oscilante no podría reconciliarse con la segunda ley de la termodinámica: la entropía aumentaría de oscilación en oscilación y causaría la muerte caliente.

33. Otras medidas sugieren que el Universo no es cerrado. Estos argumentos indujeron a los cosmólogos a abandonar el modelo del Universo oscilante. Una idea similar es adoptada por el modelo cíclico, pero esta idea evade la muerte caliente porque de una expansión de branasse diluye la entropía acumulada en el ciclo anterior.

34. Multiverso El multiverso (conjunto de Universos paralelos) es un escenario en el que aunque el Universo puede ser de duración finita, es un Universo entre muchos. Además, la física del multiverso podría permitirles existir indefinidamente. En particular, otros Universos podrían ser objeto de leyes físicas diferentes de las que se aplican en el Universo conocido.

35. Niveles indefinidos El modelo cosmológico multi-nivel postula la existencia de niveles indefinidos del Universo. Mientras la existencia de nuestro nivel del Universo es finita, hay un número indefinido de niveles del Universo cada uno con su principio y su fin, pero el completo tiene una existencia infinita.

36. Integrantes:Samael ArriagaHéctor IbarraEduardo RamosIván Velázquez

37. Fuentes Consultadas Espinoso (http://goo.gl/HE1M7) Astronomía (http://goo.gl/PtFYO) Ldi (http://goo.gl/wAAjR) Astroverada (http://goo.gl/NV0Tq) Blog (http://goo.gl/2EluR) Wikipedia (http://goo.gl/f19Bf)