Diferenzas entre revisións de «Universo»

m
Arranxos varios, replaced: | coautores = → |autor2= (6) using AWB
m (Arranxos varios, replaced: | coautores = → |autor2= (6) using AWB)
Os cosmólogos [[Física teórica|teóricos]] e [[Cosmoloxía física|astrofísicos]] utilizan de xeito diferente o termo ''universo'', designando ben o sistema completo ou unicamente unha parte del.<ref>[http://links.jstor.org/sici?sici=0022-5037(195104)12%3A2%3C231%3AOUOM%3E2.0.CO%3B2-F JSTOR: Un Universo ou muitos?]{{en}}</ref> Segundo o convenio dos cosmólogos, o termo ''universo'' refírese frecuentemente á parte finita do [[espazo-tempo]] que é directamente observable utilizando [[telescopio]]s, outros detectores, e métodos [[Física|físicos]], [[teoría científica|teóricos]] e [[empirismo|empíricos]] para estudar os compoñentes básicos do universo e as súas interaccións. Os físicos cosmólogos asumen que a parte observable do espazo [[coordenadas comóviles|comóvil]] (tamén chamado o noso universo) corresponde a unha parte dun modelo do espazo enteiro e normalmente non é o espazo enteiro. Frecuentemente utilízase o termo ''o universo'' como ambas: a parte observable do espazo-tempo, ou o espazo-tempo enteiro.
 
Algúns cosmólogos cren que o universo observable é unha parte extremadamente pequena do universo «enteiro» realmente existente, e que é imposible observar todo o espazo [[coordenadas comóviles|comóvil]]. Hoxe en día descoñécese se isto é correcto, xa que de acordo aos estudos da [[forma do universo]], é posible que o universo observable estea preto de ter o mesmo tamaño que todo o espazo. A pregunta segue debaténdose.<ref name="lumrouk99">{{cita publicación periódica| nome = Jean-Pierre | apelidos = Luminet |ligazónautor=Jean-Pierre Luminet | coautores autor2= Boudewijn F. Roukema | título = Topology of the Universe: Theory and Observations | revista = Proceedings de la Escuala de Cosmología de Cargese (Córcega) Agosto de 1998 | data = 1999 | url = http://arxiv.org/abs/astro-ph/9901364 | dataacceso= 05/11/2013|lingua=inglés}}</ref><ref name="luminetnature03">{{cita publicación periódica| apelidos = Luminet | nome = Jean-Pierre |ligazónautor=Jean-Pierre Luminet | coautores autor2= J. Weeks, A. Riazuelo, R. Lehoucq, J.-P. Uzan | título = Dodecahedral space topology as an explanation for weak wide-angle temperature correlations in the cosmic microwave background | revista = [[Nature]] | volume = 425 | páxinas = 593 | data = 2003 | url = http://arxiv.org/abs/astro-ph/0310253 | dataacceso= 05/11/2013}}</ref> Se unha versión do escenario da [[inflación cósmica]] é correcta, entón aparentemente non habería xeito de determinar se o universo é finito ou [[infinito]]. No caso do universo observable, este pode ser só unha mínima porción do universo existente, e por conseguinte pode ser imposible saber realmente se o universo está sendo completamente observado.
 
== Historia do estudo do universo ==
pero hai distintas teses do tamaño; unha delas é que hai varios universos, outra é que o universo é infinito
 
O universo ''observable'' (ou ''visible''), que consiste en toda a materia e enerxía que podía habernos afectado desde o ''Big Bang'' dada a limitación da [[velocidade da luz]], é certamente finito. A [[distancia comóvil]] ao extremo do universo visible rolda os 46.500 millóns de anos luz en todas as direccións desde a Terra. Así, o universo visible pódese considerar como unha esfera perfecta coa Terra no centro, e un diámetro duns 93.000 millóns de anos luz.<ref>{{cita web | apelidos = Lineweaver | nome = Charles | coautores autor2= Tamara M. Davis | ano = 2005 | url = http://www.sciam.com/article.cfm?articleID=0009F0CA-C523-1213-852383414B7F0147&pageNumber=5&catID=2 | título = Misconceptions about the Big Bang | editor = [[Scientific American]] | dataacceso = 5 de marzo de 2007 | lingua = inglés}}</ref> Hai que notar que moitas fontes publicaron unha ampla variedade de cifras incorrectas para o tamaño do universo visible: desde 13.700 ata 180.000 millóns de anos luz. ''(Véxase [[universo observable]])''.
 
No Universo as distancias que separan os astros son tan grandes que, se quixeramos expresala en metros, teriamos que utilizar cifras moi grandes. Debido a iso, utilízase como unidade de lonxitude o [[ano luz]], que corresponde á distancia que percorre a luz nun ano.
=== Homoxeneidade e isotropía ===
[[Ficheiro:WMAP.jpg|miniatura|Flutuacións na [[radiación de fondo de microondas]], ''Imaxe NASA/WMAP.'']]
Mentres que a estrutura está considerablemente [[fractal]]izada a nivel local (ordenada nunha xerarquía de acio), nas ordes máis altas de distancia o universo é moi homoxéneo. A estas escalas a densidade do universo é moi uniforme, e non hai unha dirección preferida ou significativamente asimétrica no universo. Esta homoxeneidade e [[isotropía]] é un requisito da [[Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker]] empregada nos modelos cosmolóxicos modernos.<ref>{{cita publicación periódica| autor = N. Mandolesi | coautores autor2= P. Calzolari, S. Cortiglioni, F. Delpino, G. Sironi | título = Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background | revista = Letters to Nature | ano = 1986 | volume = 319 | páxinas = 751-753 | url=http://www.nature.com/nature/journal/v319/n6056/abs/319751a0.html |lingua=inglés |dataacceso=21/03/2015}}</ref>
 
A cuestión da [[anisotropía]] no universo primixenio foi significativamente contestada polo [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]], que buscou flutuacións na intensidade do fondo de microondas.<ref>{{cita web | apelidos = Hinshaw | nome = Gary | ano = 2006 | url = http://map.gsfc.nasa.gov/m_mm.html | título = New Three Year Results on the Oldest Light in the Universe | editor = NASA WMAP | dataacceso = 21/03/2015 |lingua=inglés}}</ref> As medidas desta anisotropía proporcionaron información útil e restricións sobre a evolución do Universo.
Neste mesmo sentido, tamén se suxeriu que quizais a [[materia escura]] sexa a causante da [[barioxénese]] ao interactuar de distinta forma coa materia que coa antimateria.<ref>[http://www.physorg.com/news88684585.html New Theory of the Universe Marries Two of its Biggest Mysteries] (31 de xaneiro de 2007) de Laura Mgrdichian sobre o traballo de Tom Banks, Sean Echols e Jeff L. Jones, ''Baryogenesis, dark matter and the pentagon.'' J. High Energy Phys. JHEP11 (2006) 046 (en inglés)</ref>
 
Antes da formación das primeiras estrelas, a composición química do universo consistía primariamente en [[hidróxeno]] (75 % da masa total), con unha suma menor de [[helio-4]] (<sup>4</sup>He) (24 % da masa total) e o resto doutros elementos.<ref>{{cita web | autor=Edward L. Wright | data = 12 de setembro de 2004 | url = http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBNS.html | título = Big Bang Nucleosynthesis | editor = UCLA | dataacceso = 3/05/2015 |lingua=inglés}}</ref> Unha pequena porción destes elementos estaba na forma do [[isótopo]] [[deuterio]] (²H), [[helio-3]] (³He) e [[litio]] (<sup>7</sup>Li).<ref>{{cita publicación periódica| autor = M. Harwit| coautores autor2= M. Spaans | título = Chemical Composition of the Early Universe | revista = The Astrophysical Journal | ano = 2003 | volume = 589 | número = 1 | páxinas = 53-57 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...589...53H |lingua=inglés |dataacceso=3/05/2015}}</ref> A [[Medio interestelar|materia interestelar]] das galaxias foi enriquecida sen cesar por [[elemento químico|elementos]] máis pesados, xerados por procesos de [[fusión nuclear|fusión]] na estrelas, e diseminados como resultado das explosións de [[supernova]]s, os ventos estelares e a expulsión da cuberta exterior de estrelas maduras.<ref>{{cita publicación periódica| autor = C. Kobulnicky | coautores autor2= E. D. Skillman | título = Chemical Composition of the Early Universe | revista = Bulletin of the American Astronomical Society | ano = 1997 | volume = 29 | páxinas = 1329 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997AAS...191.7603K |lingua=inglés |dataacceso=3/05/2015}}</ref>
 
O ''Big Bang'' deixou detrás un fluxo de fondo de fotóns e [[neutrino]]s. A temperatura da radiación de fondo decreceu sen cesar coa expansión do universo e agora fundamentalmente consiste na enerxía de microondas equivalente a unha temperatura de 2'725 [[Kelvin|K]].<ref>{{cita web | autor = Gary Hinshaw | data = 15 de decembro de 2005 | url = http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101bbtest3.html | título = Tests of the Big Bang: The CMB | editor = NASA WMAP | dataacceso = 3/05/2015 |lingua=inglés}}</ref> A densidade do fondo de neutrinos actual é sobre 150 por centímetro cúbico.<ref>{{cita web | autor = Belle Dumé | data = 16 de xuño de 2005 | url = http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101bbtest3.html | título = Background neutrinos join the limelight | editor = Institute of Physics Publishing | dataacceso = 3/05/2015 |lingua=inglés}}</ref>
393.002

edicións