Destino final

El destino final del universo tiene diversos modelos que explican lo que sucederá en función de diversos parámetros y observaciones. De acuerdo con la teoría general de la relatividad el destino final más probable dependerá del valor auténtico de la densidad de materia, en función de ese parámetro se barajan dos tipos de finales:

• El Big Crunch (Gran Implosión) que sucederá si el universo tiene una densidad de materia por encima de la densidad crítica, al punto de que sea capaz de decelerar su expansión hasta detenerla y llegar a invertirla. Así la materia recondensaría en una gran implosión guiada por la gravedad.
• El Big Rip (Gran desgarramiento) que sucerá si eventualmente la densidad está por debajo de un valor crítico, los cúmulos de galaxias acabarían acercándose y formando grandes agujeros negros, del tipo que se supone existe en el centro de muchas galaxias. Esos agujeros negros pueden considerarse como un rasgado o desgarramiento del espacio-tiempo.

A partir de los años 1990 se comprobó que el universo parece tener una expansión acelerada, hecho que dentro de la relatividad general solo es explicable acudiendo a un mecanismo de tipo constante cosmológica. No se conoce si ese hecho puede dar lugar a un tercer tipo de final.

Big Crunch o la Gran Implosión

Artículo principal: Big Crunch

Es posible que el inmenso aro que rodeaba a las galaxias sea una forma de materia que resulta invisible desde la Tierra. Esta materia oscura tal vez constituya el 99 % de todo lo que hay en el universo.^{[cita requerida]}

Si el universo es suficientemente denso, es posible que la fuerza gravitatoria de toda esa materia pueda finalmente detener la expansión inicial, de tal manera que el universo volvería a contraerse, las galaxias empezarían a retroceder, y con el tiempo colisionarían entre sí. La temperatura se elevaría, y el universo se precipitaría hacia un destino catastrófico en el que quedaría reducido nuevamente a un punto.

Algunos físicos han especulado que después se formaría otro universo, en cuyo caso se repetiría el proceso. A esta teoría se la conoce como la teoría del universo oscilante.

Hoy en día esta hipótesis parece incorrecta, pues a la luz de los últimos datos experimentales, el Universo se está expandiendo cada vez más rápido.

Big Rip o Gran Desgarramiento

El Gran Desgarramiento o Teoría de la Eterna Expansión, llamado en inglés Big Rip, es una hipótesis cosmológica sobre el destino último del universo. Este posible destino final del universo depende de la cantidad de energía oscura existente en el Universo. Si el universo contiene suficiente energía oscura, podría acabar en un desgarramiento de toda la materia.

El valor clave es w, la razón entre la presión de la energía oscura y su densidad energética. A w < -1, el universo acabaría por ser desgarrado. Primero, lasgalaxias se separarían entre sí, luego la gravedad sería demasiado débil para mantener integrada cada galaxia. Los sistemas planetarios perderían su cohesión gravitatoria. En los últimos minutos, se desbaratarán estrellas y planetas, y los átomos serán destruidos.

Los autores de esta hipótesis calculan que el fin del tiempo ocurriría aproximadamente 3,5×10¹⁰ años después del Big Bang, es decir, dentro de 2,0×10¹⁰ años.

Una modificación de esta teoría denominada Big Freeze, aunque poco aceptada,^{[cita requerida]} afirma que el universo continuaría su expansión sin provocar un Big Rip.

                                                    BIG CRUNCH

BIG RIP

Asteroides, cometas y meteoritos

Asteroides, cometas y meteoritos son escombros interplanetarios. Restos rocosos y helados de la formación del Sistema Solar. Suelen viajar a gran distancia de la Tierra, pero podemos verlos a simple vista cuando están cerca de nuestro planeta.

Millones de asteroides orbitan alrededor del Sol, normalmente orbitan en un cinturón que se encuentra entre Marte y Júpiter. Generalmente más grandes que los meteoritos y los cometas, los asteroides son restos de roca y metal cuya anchura puede ser  ir desde los  100 metros a 960 kilómetros.

Los cometas, en ocasiones comparados con enormes bolas de nieve, están compuestos de roca, hielo, polvo, dióxido de carbono, metano y otros gases. Se originan en el cinturón de Kuiper. A medida que empiezan a viajar hacia el Sol empiezan a deshacerse. El calor solar vaporiza el hielo dejando un halo de polvo y gas alrededor del núcleo del cometa llamado coma.

A medida que se acercan a Marte, los cometas empieza a formar colas, algunas pueden llegar a tener una longitud de millones de kilómetros.
Los meteoritos suelen ser más visibles desde la Tierra que los asteroides o los cometas. Son los comúnmente conocidos como estrellas fugaces.

ASTEROIDE

                                                             COMETA

METEORITO

Satélites

• Un satélite natural, un cuerpo celeste que orbita alrededor de otro y entre estos a:
• un satélite irregular, que ha sido capturado por la influencia gravitatoria del planeta al que orbita en lugar de formarse a su alrededor;

• un satélite asteroidal, un asteroide que orbita alrededor de otro;

• un satélite artificial, un objeto construido para orbitar alrededor de un planeta; y entre estos a:

• un satélite de comunicaciones;

• un satélite meteorológico;

• un satélite de observación;

• un satélite de navegación;

• una estación espacial;

• un engranaje satélite, una parte de un engranaje planetario.

Galaxias

Una galaxia es un conjunto de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo cósmico, materia oscura y energíaunidos gravitatoriamente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es incontable, desde las galaxias enanas, con 10⁷, hasta las galaxias gigantes, con 10¹⁴ estrellas.^{[cita requerida]} Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.

Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente (morfología visual, como se la suele nombrar). Una forma común es la de galaxia elíptica que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias inusuales se llaman galaxias irregulares y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas, que pueden provocar la fusión de galaxias, pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente, tenemos las galaxias pequeñas, que carecen de una estructura coherente y también se las llama galaxias irregulares.

En 1610, Galileo Galilei usó un telescopio para estudiar la cinta lechosa en el cielo nocturno llamada Vía Láctea, y descubrió que está compuesta por una inmensa cantidad de pequeñas estrellas.¹ En el año 1755, Immanuel Kant teorizó sobre la estructura y las agrupaciones de estrellas en el tratado Historia general de la naturaleza y teoría del cielo, basado en un trabajo previo de Thomas Wright. Kant afirmaba que la Vía Láctea era un sistema formado por miles de sistemas solares como el nuestro, agrupados en una estructura de orden superior, de características similares a las de los sistemas planetarios, sensiblemente plana, de forma elíptica, en movimiento de rotación alrededor de un centro y regidas por la misma mecánica celeste. También supuso que, por el punto de vista desde el que observamos la Vía Láctea y por la densidad de estrellas visibles que agrupa, nuestro sol se encuentra en su mismo plano y forma parte de ella.² Desde un planteamiento completamente teórico, Kant afirmó que era lógico suponer la existencia de otros planetas y satélites orbitando alrededor de otras estrellas, y que debían existir otras «Vías Lácteas» separadas a distancias de un orden de magnitud comparable a su vasto tamaño. Según su razonamiento, estas galaxias o universos isla teóricos serían visibles desde la Tierra como nubes ovaladas de luz tenue, sin que fuera posible distinguir las estrellas individuales dentro de ellas. Kant las identifica con ciertos tipos de nebulosas, que Pierre Louis Maupertuis describió como «pequeños lugares cuya luz es sólo un poco mayor que la oscuridad del espacio celestial, todas ellas con el aspecto de elipses más o menos abiertas, pero cuya luz es mucho más débil que cualquier otra que conozcamos en el cielo».³

TIPOS

Planetas

Un planeta es, según la definición adoptada por la Unión Astronómica Internacional es un cuerpo celeste que:¹

1. Orbita alrededor de una estrella o remanente de ella.
2. Tiene suficiente masa para que su gravedad supere las fuerzas del cuerpo rígido, de manera que asuma una forma enequilibrio hidrostático (prácticamente esférica).
3. Ha limpiado la vecindad de su órbita de planetesimales, o lo que es lo mismo tiene dominancia orbital.
4. No emite una luz propia
   

Según la definición, el Sistema Solar consta de ocho planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano yNeptuno. En cambio Plutón, que hasta 2006 se consideraba un planeta, ha pasado a clasificarse como planeta enano, junto aCeres, también considerado planeta durante algún tiempo, ya que era un referente en la ley de Titius-Bode, y más recientemente considerado como asteroide, y Eris, un objeto transneptuniano similar a Plutón. Ciertamente, desde los años setenta existía un amplio debate sobre el concepto de planeta a la luz de los nuevos datos referentes al tamaño de Plutón (menor de lo calculado en un principio), un debate que aumentó en los años siguientes al descubrirse nuevos objetos que podían tener tamaños similares. De esta manera, esta nueva definición de planeta introduce el concepto de planeta enano, que incluye a Ceres, Plutón, Haumea, Sedna, Makemake y Eris; y tiene la diferencia de definición en (3), ya que no ha despejado la zona local de su órbita y no es un satélite de otro cuerpo.

Los cuerpos que giran en torno a otras estrellas se denominan generalmente planetas extrasolares o exoplanetas. Las condiciones que han de cumplir para ser considerados como tales son las mismas que señala la definición de planeta para el Sistema Solar, si bien giran en torno a sus respectivas estrellas. Incluyen además una condición más en cuanto al límite superior de su tamaño, que no ha de exceder las 13 masas jovianas y que constituye el umbral de masa que impide la fusión nuclear de deuterio.²

TIPOS:

• Anexo:Tipos de planeta

• Análogo a la Tierra

• Clasificación térmica de habitabilidad planetaria

• Enana marrón
• Exoplanetología

• Gigante gaseoso
• Gigante helado

• Hipertermoplaneta
• Hipopsicroplaneta

• Júpiter caliente
• Júpiter excéntrico
• Júpiter frío

• Megatierra
• Mesoplaneta
• Mesoplaneta (temperatura)
• Minineptuno

• Neptuno caliente
• Neptuno frío

• Planemo
• Planeta circumbinario
• Planeta ctónico
• Planeta de carbono
• Planeta de helio
• Planeta de hierro
• Planeta de lava
• Planeta de púlsar
• Planeta desierto
• Planeta doble
• Planeta estéril
• Planeta extragaláctico
• Planeta extrasolar
• Planeta helado
• Planeta hinchado
• Planeta interestelar
• Planeta océano
• Planeta Ricitos de Oro
• Planeta sin núcleo
• Planeta superhabitable
• Planeta terrestre
• Planeta troyano
• Planetar
• Protoplaneta
• Psicroplaneta

• Subenana marrón
• Subtierra
• Superjúpiter
• Supertierra

• Termoplaneta

Estrellas

Una estrella (del latín stella) es todo objeto astronómico que brilla con luz propia. Más precisamente, se trata de una esfera de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio hidrostático de fuerzas.

El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que ejerce el plasma hacia fuera, que, tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso típico como el del Sol se mantiene con laenergía producida en el interior de la estrella.

Este equilibrio seguirá esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de producción energética. Sin embargo, como se explica más adelante, este ritmo cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades físicas globales del astro que constituyen parte de su evolución.

Estas esferas de gas emiten tres formas de energía hacia el espacio, la radiación electromagnética, los neutrinos y el viento estelar y esto es lo que nos permiteobservar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de los casos, titilantes.

Debido a la gran distancia que suelen recorrer, las radiaciones estelares llegan débiles a nuestro planeta, siendo susceptibles, en la gran mayoría de los casos, a las distorsiones ópticas producidas por la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre (seeing). El Sol, al estar tan cerca, no se observa como un punto, sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche, respectivamente.

La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75 % de hidrógeno y 23 % dehelio. El 2 % restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella naciera. Estos porcentajes son en masa; en número de núcleos, la relación es 90 % de hidrógeno y 10 % de helio.

TIPOS:

 Enanas amarillas                                             - Estrellas dobles     
 Enanas blancas                                               - Estrellas variables
Enanas marrones‎                                             - Gigantes azules‎
 Enanas naranjas                                             - Gigantes naranjas‎
 Enanas rojas                                                   -Gigantes rojas
 Estrellas de carbono                                       - Hipergigantes
 Estrellas de neutrones                                    - Subenanas‎
Estrellas de tipo K‎                                            - Subgigantes‎
 Estrellas de tipo S                                           -Supergigantes
 Estrellas de Wolf-Ra                                       - Estrellas blancas de la secuencia principal

Big Bang

La teoría del Big Bang (Gran explosión) es el modelo cosmológico predominante para los períodos conocidos más antiguos del Universo y su posterior evolución a gran escala.^2 3 4 Afirma que el universo estaba en un estado de muy alta densidad y luego se expandió.^5 6 Si las leyes conocidas de la física se extrapolan más allá del punto donde son válidas, encontramos una singularidad. Mediciones modernas datan este momento aproximadamente a 13,8 mil millones de años atrás, que sería por tanto la edad del universo.⁷ Después de la expansión inicial, el universo se enfrió lo suficiente para permitir la formación de las partículas subatómicas y más tarde simples átomos. Nubes gigantes de estos elementos primordiales más tarde se unieron a través de la gravedad para formar estrellas y galaxias.

Michio Kaku ha señalado cierta paradoja en la denominación big bang (gran explosión): en cierto modo no puede haber sido grande ya que se produjo exactamente antes del surgimiento del espacio-tiempo, habría sido el mismo big bang lo que habría generado las dimensiones desde una singularidad; tampoco es exactamente una explosión en el sentido propio del término ya que no se propagó fuera de sí mismo.

Curiosamente, la expresión Big Bang proviene –a su pesar– del astrofísico inglés Fred Hoyle, uno de los detractores de esta teoría y, a su vez, uno de los principales defensores de la teoría del estado estacionario, quien en 1949, durante una intervención en la BBC dijo, para mofarse, que el modelo descrito era sólo un big bang (gran explosión). En el inicio del Universo ni hubo explosión ni fue grande, pues en rigor surgió de una «singularidad» infinitamente pequeña, seguida de la expansión del propio espacio.¹⁵ Recientes ingenios espaciales puestos en órbita (COBE) han conseguido observar evidencias de la expansión primigenia.

La idea central del Big Bang es que la teoría de la relatividad general puede combinarse con las observaciones deisotropía y homogeneidad a gran escala de la distribución de galaxias y los cambios de posición entre ellas, permitiendo extrapolar las condiciones del Universo antes o después en el tiempo.

Una consecuencia de todos los modelos de big bang es que, en el pasado, el universo tenía una temperatura más alta y mayor densidad y, por tanto, las condiciones del actual son muy diferentes de las condiciones del universo en el pasado. A partir de este modelo, George Gamow en 1948 predecía que habría evidencias de un fenómeno que más tarde sería bautizado como radiación de fondo de microondas