Teoría Del Big Bang y Origen de Al Tierra

8/18/2019 Teoría Del Big Bang y Origen de Al Tierra

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TEORÍA DEL BIG BANG Y ORIGEN DE AL TIERRA

El Bing Bang es una teoría del origen del universo, que dice que una singularidad espacio

temporal creo al universo. Suponen los científicos de la actualidad que el universo comenzóhace unos 13,7

!±

millones de a"os a partir de una densa #ola de fuego caliente a la que se

le conoce com$nmente como #ig #ang.

%uriosamente, la e&presión Big Bang proviene 'a su pesar' del astrofísico ingl(s )red *o+le,

uno de los detractores de esta teoría +, a su vez, uno de los principales defensores de la teoría del

estado estacionario, quien en1-, durante una intervención en la BB% dio, para mofarse, que

el modelo descrito era sólo un big bang /gran e&plosión0.

na singularidad gravitacional o espaciotemporal, de modo informal + desde un punto devista físico, puede definirse como una zona del espacio2tiempo donde no se puede definir alguna

magnitud física relacionada con los campos gravitatorios, tales como la curvatura, u otras.

umerosos eemplos de singularidades aparecen en situaciones realistas en el marco de

la relatividad general en soluciones de las ecuaciones de Einstein, entre los que ca#e citar la

descripción de agueros negros /como puede ser la m(trica de Sch4arzschild0.

5a teoría se apo+a en6

• !rincipio cosmológico" a gran escala el niverso es isótropo + homog(neo. La isotropía

significa que sin importar en qué dirección se esté observando, veremos las

mismas propiedades en el Universo. La homogeneidad quiere decir que cualquier

punto del Universo luce igual y tiene las mismas propiedades que cualquier otro

punto dado.

• Ley de Hubble: el corrimiento hacia el rojo de una galaxia efecto doppler! es

proporcional a la distancia a la que se encuentra esa galaxia.

• La radiación cósmica de fondo de microondas, el eco del big "ang se corresponde

con la esperada para la temperatura media del Universo enfriado por la expansión#

$ %elvin&'()*+!

https://es.wikipedia.org/wiki/Astrof%C3%ADsicahttps://es.wikipedia.org/wiki/Astrof%C3%ADsicahttps://es.wikipedia.org/wiki/Astrof%C3%ADsicahttps://es.wikipedia.org/wiki/Fred_Hoylehttps://es.wikipedia.org/wiki/Teor%C3%ADa_del_estado_estacionariohttps://es.wikipedia.org/wiki/Teor%C3%ADa_del_estado_estacionariohttps://es.wikipedia.org/wiki/1949https://es.wikipedia.org/wiki/1949https://es.wikipedia.org/wiki/British_Broadcasting_Corporationhttps://es.wikipedia.org/wiki/British_Broadcasting_Corporationhttps://es.wikipedia.org/wiki/Espacio-tiempohttps://es.wikipedia.org/wiki/Espacio-tiempohttps://es.wikipedia.org/wiki/Relatividad_generalhttps://es.wikipedia.org/wiki/Ecuaciones_de_Einsteinhttps://es.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9trica_de_Schwarzschildhttps://es.wikipedia.org/wiki/Fred_Hoylehttps://es.wikipedia.org/wiki/Teor%C3%ADa_del_estado_estacionariohttps://es.wikipedia.org/wiki/Teor%C3%ADa_del_estado_estacionariohttps://es.wikipedia.org/wiki/1949https://es.wikipedia.org/wiki/British_Broadcasting_Corporationhttps://es.wikipedia.org/wiki/Espacio-tiempohttps://es.wikipedia.org/wiki/Relatividad_generalhttps://es.wikipedia.org/wiki/Ecuaciones_de_Einsteinhttps://es.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9trica_de_Schwarzschildhttps://es.wikipedia.org/wiki/Astrof%C3%ADsica


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)ig. epresentación de la evolución del universo a partir de una singularidad.

#uente" $ttp"%%es&slides$are&net%arenal%teoria'(ig'(ang

Fig. apa de la radiación del fondo de microondas medida por -/. La diferencia

m0xima entre los puntos a1ules y rojos es de unos 2)) 34.

#uente" $ttps"%%es&)i*ipedia&org%)i*i%!rincipio+cosmol,-.,B.gico

I& ANTE-EDENTE/

http://es.slideshare.net/arenal/teoria-big-banghttp://es.slideshare.net/arenal/teoria-big-banghttps://es.wikipedia.org/wiki/WMAPhttps://es.wikipedia.org/wiki/WMAPhttps://es.wikipedia.org/wiki/Principio_cosmol%C3%B3gicohttp://es.slideshare.net/arenal/teoria-big-banghttps://es.wikipedia.org/wiki/WMAPhttps://es.wikipedia.org/wiki/Principio_cosmol%C3%B3gico


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8ntes del siglo 99 nadie ha#ía sugerido que el universo se estuviera e&pandiendo ocontra+endo. Entonces se acepta#a que el universo, ha#ía sido creado m:s o menos como lovemos ho+. 5a comunidad científica coincidía al pensar que el universo era algo est:tico +eterno.

5a teoría del Big Bang se desarrolló a partir de o#servaciones + avances teóricos. ;or medio deo#servaciones, en la d(cada de 11, el astrónomo estadounidense


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la teoría del estado estacionario de )red *o+le, seg$n la cual se genera nueva materia mientras

las gala&ias se alean entre sí. En este modelo, el niverso es #:sicamente el mismo en un

momento dado en el tiempo. urante muchos a"os hu#o un n$mero de adeptos similar para

cada teoría.

%on el pasar de los a"os, las evidencias o#servacionales apo+aron la idea de que

el niverso evolucionó a partir de un estado denso + caliente. esde el descu#rimiento de

la radiación de fondo de microondas, en 1CD, (sta ha sido considerada la meor teoría para

e&plicar la evolución del cosmos. 8ntes de finales de los a"os sesenta,

muchos cosmólogos pensa#an que la singularidad infinitamente densa del tiempo inicial en el

modelo cosmológico de )riedman era una so#reidealización, + que el niverso se contraería

antes de empezar a e&pandirse nuevamente. sta es la teoría de ichard Folman de un niverso

oscilante. En los a"os 1C, Stephen *a4?ing + otros demostraron que esta idea no era facti#le,

+ que la singularidad es un componente esencial de la gravedad de Einstein. Esto llevó a lama+oría de los cosmólogos a aceptar la teoría del Big Bang , seg$n la cual el niverso que

o#servamos se inició hace un tiempo finito.

;r:cticamente todos los tra#aos teóricos actuales en cosmología tratan de ampliar o concretar

aspectos de la teoría del Big Bang . @ran parte del tra#ao actual en cosmología trata de entender

cómo se formaron las gala&ias en el conte&to del Big Bang , comprender lo que allí ocurrió +

cotear nuevas o#servaciones con la teoría fundamental.

8 finales de los a"os 1 + principios del siglo 99G, se lograron grandes avances en lacosmología del Big Bang como resultado de importantes adelantos en telescopía, en

com#inación con grandes cantidades de datos satelitales de %HBE, el telescopio espacial

*u##le + =I8;. Estos datos han permitido a los cosmólogos calcular muchos de los

par:metros del Big Bang hasta un nuevo nivel de precisión, + han conducido al descu#rimiento

inesperado de que el niverso est: en aceleración.

ecientemente, las mediciones del corrimiento al roo de las supernovas indican que la

e&pansión del universo se est: acelerando, o#servación atri#uida a la energía oscura

II& ETA!A/ DEL BIG BANG

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El universo en sus primeros momentos esta#a lleno homog(nea e isótropamente de una energía

mu+ densa + tenía una temperatura + presión concomitantes. Se e&pandió + se enfrió,

e&perimentando cam#ios de fase an:logos a la condensación del vapor o a la congelación del

agua, pero relacionados con las partículas elementales.

a7 /ingularidad primigenia 8Tiempo 97

Fodo el universo concentrado en un punto /densidad JcasiK infinita0, volumen JcasiK ,

temperatura JcasiK infinita + solo e&istía una fuerza6 la supergravedad.

#0 Epoca de !lanc* ( )-3 a 1 s−

En esta (poca la temperatura fue decreciendo hasta

3!1 K . 5a fuerza de gravedad sin em#argo

se separó de ellas tres al final de la (poca de ;lanc?

c7 Era de la gran :ni;icación( )-3 3D1 a 1 s− −


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En esta (poca la temperatura fue decreciendo hasta

!71 K

+ e&isten dos fuerzas/gravedad +@F0 pero al final @F se separa en dos fuerzas la fuerza nuclear fuerte + la fuerzaelectrod(#il.

El universo temprano era increí#lemente caliente + lleno de radiación 2 tan lleno que laradiación /luz0 podría producir espont:neamente partículas /materia0 + sus antipartículas/anti2materia0. En caso de que usted se est: preguntando, anti2materia no es sólo algo que selee en la ciencia ficción, pero en realidad es #ueno de verdad, a pesar de que es una especiede una forma opuesta de la materia normal. na característica e&tra"a de la anti2materia esque, si entra en contacto con la materia, entonces am#os son destruidos + sus masas seconvierten de nuevo a la energía.

d0 Era in;lacionaria( )3D 331 a 1 s− −

En esta era e&isten tres fuerzas + como consecuencia de esto es cuando empieza una

e&pansión e&ponencial del universo. El universo aumenta por un factor de

( )3 -1 a 1&

e7 #in de las ;uer


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en grandes cantidades es 7til. ;tras cosas también se hicieron en este punto, como el

deuterio hidrógeno pesado! y posiblemente algunos otros elementos. 5n este punto,

la composición del Universo termina siendo aproximadamente el (


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los agujeros negros masivos en los centros de las galaxias9 8Ae dónde vienen

ellos9 85llos ayudan o impiden el proceso de formación de las galaxias9 8?ué

pasa con toda la energía generada por los qu0sares9 86aría que influyen en la

formación de galaxias9 8?ué tipos de galaxias formadas9 8:e mantienen en esa

forma por lo que parece que actualmente se ven9

Las observaciones de las características de los inicios del universo son muy

difíciles, e incluso observaciones en el pasado, no muy lejano puede ser bastante

desconcertante. 5s posible que el agujero negro masivo habría formado en el

universo temprano, posiblemente de las primeras generaciones de estrellas

masivas. /roto&galaxias pueden haberse formado luego alrededor de este agujero

negro n7cleos. 5ventualmente, éstos podrían haber dado lugar a continuación a la

formación de las galaxias activas como los cu0sares, galaxias :eyfert y "la1ars

que vemos hoy por supuesto que los vemos como se veían en el pasado debido a

su gran distancia!. La expulsión de grandes cantidades de gas y la energía

también puede influir en la evolución de los objetos, posiblemente incluso impiden

la formación de objetos ya que es m0s difícil para el material que se unen cuando

hace calor!. Bambién en las primeras etapas de formación de una galaxia, que

tendría una gran cantidad de formación de estrellas y también liberaría una gran

cantidad de energía lu1 ultravioleta sobre todo! en el espacio. Bal evento de

calentamiento también puede influir en el medio ambiente alrededor de las

galaxias.

Cemos evidencia de que muchas de estas cosas, con las galaxias que cambia de

color con el tiempo como las estrellas dentro de evolucionar, a medida que llegan a

través de diversas fases de galaxias activas, y que sean sometidos a las fusiones y

colisiones. 5l resultado final es que tenemos un universo que inicialmente era rica

en energía, a una que tiene materia en él ()= de hidrógeno, 'D= de helio y '=

otras cosas!, y todavía est0 cambiando.

proximadamente tenemos

11!.1 gala&ias /!mil millones de gala&ias 0 + los

astrónomos estiman que el total de estrellas de la v5a L6ctea oscila entre ! a - miles de

millones, por lo que se puede inferir que en el universo ha+ - mil millones de #illones

!!-.1

$abla de resumen


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%%%. Fin del universo

Energ5a oscura 1 el BIG RI!

5a hipótesis m:s com$n para dar cuenta de la e3pansión acelerada del universo es asumir lae&istencia de un tipo de energía e&ótica llamada energía oscura. e acuerdo con los c:lculoscuantitativos alrededor del 7R del contenido energ(tico del niverso consistiría en energ5aoscura, cu+a presencia tendría un efecto similar a una constante cosmológica de tipo e&pansivocomo el o#servadoP sin em#argo, la naturaleza e&acta de este tipo de energía es desconocida

*acia los 7 millones de a"os la interacción gravitatoria equipara a la energía oscura, .millones de a"os las gala&ias empiezan a viaar cada vez a una velocidad ma+or. 5a fuerza quelas acelera es la energía oscura de la naturaleza que act$a contra la atracción gravitacional.

https://es.wikipedia.org/wiki/Energ%C3%ADa_oscurahttps://es.wikipedia.org/wiki/Constante_cosmol%C3%B3gicahttps://es.wikipedia.org/wiki/Energ%C3%ADa_oscurahttps://es.wikipedia.org/wiki/Constante_cosmol%C3%B3gica


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El Gran Desgarramiento o Teor5a de la e3pansión eterna, llamado en ingl(s Big Rip, es

una hipótesis cosmológica so#re el destino final del niverso.

El cumplimiento de esta hipótesis depende de la cantidad de energía oscura en el niverso. Si el

niverso contiene suficiente energía oscura, podría aca#ar en un desgarramiento de toda

la materia. El valor clave es la razón entre la presión de la energía oscura + su densidad

energ(tica / 0. Si su valor es tal que 21 el niverso aca#aría por ser desgarrado. ;rimero,

las gala&ias se separarían entre sí, a 1 millones de a"os del final. 5uego la gravedad sería

demasiado d(#il para mantener integrada cada gala&ia, + C millones de a"os antes del fin, sólo

ha#ría estrellas aisladas. 8pro&imadamente tres meses antes del fin, los sistemas planetarios

perderían su cohesión gravitatoria. En los $ltimos minutos, se des#aratarían estrellas + planetas.

El niverso quedaría en :tomos, pero no se ha#ría aca#ado todo. 5os :tomos serían destruidos

en una fracción de segundo antes del fin del tiempo + sólo quedaría radiación. El niverso sería

como el Big Bang pero casi infinitamente menos denso.

8 diferencia del Big Crunch, en el que todo se condensa en un solo punto, en el Big Rip el

niverso se convertiría en partículas su#atómicas flotantes que permanecerían para siempre

separadas, sin cohesión gravitatoria ni energía alguna.

https://es.wikipedia.org/wiki/Hip%C3%B3tesis_(m%C3%A9todo_cient%C3%ADfico)https://es.wikipedia.org/wiki/Hip%C3%B3tesis_(m%C3%A9todo_cient%C3%ADfico)https://es.wikipedia.org/wiki/Destino_final_del_Universohttps://es.wikipedia.org/wiki/Destino_final_del_Universohttps://es.wikipedia.org/wiki/Energ%C3%ADa_oscurahttps://es.wikipedia.org/wiki/Energ%C3%ADa_oscurahttps://es.wikipedia.org/wiki/Materiahttps://es.wikipedia.org/wiki/Raz%C3%B3n_(matem%C3%A1ticas)https://es.wikipedia.org/wiki/Densidad_energ%C3%A9ticahttps://es.wikipedia.org/wiki/Densidad_energ%C3%A9ticahttps://es.wikipedia.org/wiki/Densidad_energ%C3%A9ticahttps://es.wikipedia.org/wiki/Galaxiahttps://es.wikipedia.org/wiki/Estrellahttps://es.wikipedia.org/wiki/Estrellahttps://es.wikipedia.org/wiki/Planetahttps://es.wikipedia.org/wiki/Planetahttps://es.wikipedia.org/wiki/%C3%81tomohttps://es.wikipedia.org/wiki/%C3%81tomohttps://es.wikipedia.org/wiki/%C3%81tomohttps://es.wikipedia.org/wiki/Big_Crunchhttps://es.wikipedia.org/wiki/Part%C3%ADcula_subat%C3%B3micahttps://es.wikipedia.org/wiki/Part%C3%ADcula_subat%C3%B3micahttps://es.wikipedia.org/wiki/Part%C3%ADcula_subat%C3%B3micahttps://es.wikipedia.org/wiki/Hip%C3%B3tesis_(m%C3%A9todo_cient%C3%ADfico)https://es.wikipedia.org/wiki/Destino_final_del_Universohttps://es.wikipedia.org/wiki/Energ%C3%ADa_oscurahttps://es.wikipedia.org/wiki/Materiahttps://es.wikipedia.org/wiki/Raz%C3%B3n_(matem%C3%A1ticas)https://es.wikipedia.org/wiki/Densidad_energ%C3%A9ticahttps://es.wikipedia.org/wiki/Densidad_energ%C3%A9ticahttps://es.wikipedia.org/wiki/Galaxiahttps://es.wikipedia.org/wiki/Estrellahttps://es.wikipedia.org/wiki/Planetahttps://es.wikipedia.org/wiki/%C3%81tomohttps://es.wikipedia.org/wiki/Big_Crunchhttps://es.wikipedia.org/wiki/Part%C3%ADcula_subat%C3%B3mica


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5os autores de esta hipótesis calculan que el fin del niverso, tal como lo conocemos, ocurriría

apro&imadamente 3,D T 11 a"os /3D millones de a"os0 despu(s del Big Bang , o dentro de

!, T 11 a"os /! millones de a"os0.

e#ido a que la materia / #arionica + materia oscura0 sólo representa el !7R del niverso + el

73R restante est: formado por la energía oscura, una energía que se opone a la gravitatoria, el

Big ip parece ser una de las teorías m:s aceptadas en la actualidad del fin del niverso.
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Teoría Del Big Bang y Origen de Al Tierra

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