Cosmología física

La cosmología como tal, es el estudio del universo o “cosmos”, tanto su nacimiento (cosmogonía) como su evolución, composición y posible final.

Es una rama teórica de la astrofísica, que cuenta con varios físicos de renombre tales como Stephen Hawking, Albert Einstein o Edwin Hubble. En esta disciplina se hacen avances continuamente, y es una de las más dinámicas dentro de la física, debido también al tamaño de la empresa a la que se dedica.

Podríamos decir que la cosmología física moderna nace a partir de las formulaciones de A. Einstein, que por primera vez describe nuestro universo como un universo plano, homogéneo e isótropo. Esto sucede antes de que se conozca la existencia de otras galaxias, ya que se creía que todos los objetos que podíamos ver y existían en el universo, formaban parte de una sola estructura (una Vía Láctea enorme, en cierto modo). Años más tarde, E. Hubble formuló su famosa Ley de Hubble, sobre el corrimiento al rojo de galaxias lejanas.

 

2xcluster

 

Antes que nada, definamos nuestro universo, como lo hizo Einstein hace un siglo, y entendamos qué significa. Un universo plano no significa otra cosa que la curvatura es nula, al menos localmente. Lo que nos viene a decir esto es que se cumple la geometría euclídea, que podríamos definir de forma poco apropiada pero más entendible, que una recta se alejará siempre de su “inicio”, no acabará dando la vuelta al universo y volviendo al punto inicial (como pasa con una esfera, pero no en una hoja de papel, por ejemplo). Einstein demostró que el espacio puede curvarse (y de hecho lo hace), pero esto en condiciones puntuales y localizadas.

Tenemos por otro lado la homogeneidad y la isotropía. Estas palabras solamente indican que el universo es más o menos regular y en todas las direcciones, a escala global. A comentar sobre la isotropía fueron los resultados del satélite WMAP sobre la CMB (cosmic microwave background, o radiación cósmica de fondo) presentaban anisotropías, esto es, irregularidades en función de la dirección de la medida. Estas anisotropías, serían dadas por pequeñas fluctuaciones debidas al estallido primordial o Big Bang, y reafirmarían esta teoría sobre la formación de nuestro universo. Finalmente estos datos resultaron ser interferencia de polvo y gases interestelares presentes en nuestra galaxia, aún así el Big Bang es la teoría más sólida hoy día.

Posteriormente al trabajo de A. Einstein, De Sitter formuló la métrica de un universo homogéneo e isótropo, pero vacío (sin materia). Esta métrica es de interés teórico. Posteriormente se desarrolló la métrica usada hoy día en muchos casos, la métrica FLRW (Friedman-Lemaitre-Robinson-Walker), que describe un universo en expansión, también homogéneo e isótropo, como sería nuestro universo actual. En esta métrica destacan varios términos, como uno para la curvatura del espacio y uno llamado el factor de escala. El factor de escala es dependiente del tiempo, y varía la métrica en función de este. El factor de escala cambia su valor tan lentamente que el valor actual es considerado una constante, aunque si quisiésemos ser extremadamente precisos, deberíamos tener en cuenta que no lo es. Esta métrica es también una solución a las ecuaciones de Einstein en el marco de la relatividad general.

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