El documento describe tres modelos del universo: un modelo estático e infinito, un modelo dinámico y finito, y un modelo dinámico e infinito. También describe evidencia que respalda la teoría del Big Bang, como la radiación de fondo de microondas y el corrimiento al rojo de la luz de las galaxias.
10. Pruebas de la evolución del Universo Radiación cósmica de fondo Una de las predicciones de la teoría del Big Bang es la existencia de la radiación cósmica de fondo, radiación de fondo de microondas. El universo temprano, debido a su alta temperatura, se habría llenado de luz emitida por sus otros componentes. Mientras el universo se enfriaba debido a la expansión, su temperatura habría caído por debajo de 3.000 K. La radiación en este momento habría tenido el espectro del cuerpo negro y habría viajado libremente durante el resto de vida del universo, sufriendo un corrimiento hacia el rojo como consecuencia de la expansión de Hubble. Esto hace variar el espectro del cuerpo negro de 3.000 K a un espectro del cuerpo negro con una temperatura mucho menor. La radiación, vista desde cualquier punto del universo, parecerá provenir de todas las direcciones en el espacio. En 1965, Arno Penzias y Robert bruto Wilson, mientras desarrollaban una serie de observaciones de diagnóstico con un receptor de microondas propiedad de los Laboratorios Bell, descubrieron la radiación cósmica de fondo. Ello proporcionó una confirmación sustancial de las predicciones generales respecto al CMB —la radiación resultó ser isótropa y constante, con un espectro del cuerpo negro de cerca de 3 K— e inclinó la balanza hacia la hipótesis del Big Bang. Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel por su descubrimiento. En 1989, la NASA lanzó el COBE (Cosmic background Explorer) y los resultados iniciales, proporcionados en 1990, fueron consistentes con las predicciones generales de la teoría del Big Bang acerca de la CMB. El COBE halló una temperatura residual de 2.726 K, y determinó que el CMB era isótropo en torno a una de cada 105 partes. Durante la década de los 90 se investigó más extensamente la anisotropía en el CMB mediante un gran número de experimentos en tierra y, midiendo la distancia angular media (la distancia en el cielo) de las anisotropías, se vio que el universo era geométricamente plano. A principios de 2003 se dieron a conocer los resultados de la Sonda Wilkinson de Anisotropías del fondo de Microondas (en inglés Wilkinson Microwave Anisotropy Probe o WMAP), mejorando los que hasta entonces eran los valores más precisos de algunos parámetros cosmológicos. (Véase también experimentos sobre el fondo cósmico de microondas). Este satélite también refutó varios modelos inflacionistas específicos, pero los resultados eran constantes con la teoría de la inflación en general.
29. Luz o radiación electromagnética longitud de onda ( ) onda larga onda más corta VISIBLE (m) 10 2 10 3 10 4 10 5 10 6 10 7 10 8 10 9 10 10 10 1 Ondas radio Microondas Infrarrojo Ultra- violeta Rayos X Rayos gamma
30. Espectros Espectro de absorción: se obtiene cuando un haz de luz blanca atraviesa una muestra de un elemento y, posteriormente, la luz emergente se hace pasar por un prisma (que separa la luz en las distintas frecuencias que la componen)
31. Espectros Espectro de emisión : se obtiene cuando una muestra gaseosa de un elemento se calienta hasta altas temperaturas y se hace pasar la luz emitida a través de un prisma El espectro de emisión de un elemento es el negativo del espectro de absorción: a la frecuencia a la que en el espectro de absorción hay una línea negra, en el de emisión hay una línea emitida, y viceversa
32. Efecto Doppler Consiste en una variación de la frecuencia de vibración de una onda (y de su longitud de onda) cuando el foco emisor se acerca o aleja del observador. Cuando el foco se acerca al observador la frecuencia observada por éste aumenta, al llegarle mayor número de ondas en el mismo tiempo. Cuando el foco se aleja del observador la frecuencia observada disminuye, al llegarle menor número de ondas. En el caso del sonido se observan como el sonido es más agudo al acercarse el emisor y más grave al alejarse. En el caso de la luz, este fenómeno se observa cuando la velocidad del foco es muy elevada. Al acercarse al observador la frecuencia aumenta con lo que la luz observada presenta un desplazamiento hacia el color rojo. Cuando el foco se aleja la frecuencia disminuye con lo que se observa un desplazamiento hacia el rojo. Dado que la luz blanca es una mezcla de los colores este fenómeno se observa claramente cuando en el espectro faltan frecuencias, es decir en el espectro de absorción
33. Cefeidas Para medir la distancia a las estrellas cercanas se emplea el método de la paralaje. No obstante para las galaxias lejanas este método es imposible de aplicar dado que no se pueden medir ángulos extremadamente pequeños. Para ello se emplea el método de las Cefeidas. Las Cefeidas son un clase particular de estrellas variables , cuya luminosidad varía rítmicamente con un período muy regular. Se denominan así por el nombre del prototipo de esta clase, la estrella Delta Cephei , la cuarta en orden de brillo de la constelación circumpolar de Cefeo . Cefeidas como indicadores de distancia Existe una relación, llamada ley período-luminosidad , que vincula directamente la magnitud absoluta de una estrella cefeida con el valor de su período de pulsación. La consecuencia más importante de la relación período-luminosidad es que proporciona un método razonablemente seguro para evaluar la magnitud absoluta de una cefeida. Una vez conocida ésta, es posible conocer la distancia comparando la magnitud absoluta con el brillo aparente (que es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia. Por ejemplo, identificar una cefeida en una galaxia distante y medir su período de pulsación permite conocer inmediatamente su distancia, y con ella, la de la galaxia misma.
34. Distancia en el UNIVERSO Se denomina paralaje a la desviación angular de la posición aparente de un objeto, dependiendo del punto de vista elegido. Como se muestra en el esquema, la posición del objeto observado, en O, varía con la posición del punto de vista, en A o en B, al proyectar O contra un fondo suficientemente distante. Desde A el objeto observado parece estar a la derecha de la estrella lejana, mientras que desde B se ve a la izquierda de aquélla. El ángulo AOB es el ángulo de paralaje: ángulo que abarca el segmento AB desde O.
35. Paralaje en astronomía Paralaje trigonométrica: Es el ángulo bajo el cual se ve el radio de la órbita de la Tierra, desde una estrella a una distancia normalizada de una unidad astronómica. Se expresa en segundos de arco. Permite definir el Parsec como unidad de distancia. 1 pársec = 206.265 ua = 3,26 años luz = 3,0857 × 1016 m El pársec es un caso particular de paralaje trigonométrica. P dista un parsec (pc) de la Tierra porque desde allí el ángulo abarcado por el radio de la órbita terrestre (1 Unidad Astronómica o U.A.) es de un segundo de arco (1")
36. U.A. Y año luz La unidad astronómica (ua) es una unidad de distancia que es aproximadamente igual a la distancia media entre la Tierra y el Sol y cuyo valor, determinado experimentalmente, es alrededor de 149.597.870 km (el v a lor dado en el Sistema Internacional de Unidades es 1,495 978 70 × 1011 m ). Un año luz es la distancia que recorre la luz en el vacío en un año. Un año luz no es una unidad de tiempo, sino de longitud. Un año luz equivale aproximadamente a 9,46 × 10· 12 km, o sea 9.460.500.000.000 km La estrella más cercana al sol es Proxima Centauri que dista 4, 22 años luz o 1,31 pc.
![El Universo ,[object Object]](https://image.slidesharecdn.com/tema1-100201113705-phpapp02/85/El-origen-del-Universo-1-320.jpg)
