{"id":12762,"date":"2015-08-15T06:03:29","date_gmt":"2015-08-15T05:03:29","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=12762"},"modified":"2015-08-15T06:03:29","modified_gmt":"2015-08-15T05:03:29","slug":"curvatura-del-espacio-tiempo-6","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2015\/08\/15\/curvatura-del-espacio-tiempo-6\/","title":{"rendered":"Curvatura del Espacio-Tiempo"},"content":{"rendered":"
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\u00a0El placer de Descubrir: Aventurarse por nuevos caminos<\/a><\/h2>\n<\/div>\n
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El Universo se expande, la Mente tambi\u00e9n<\/a><\/div>\n<\/div>\n
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As\u00ed representan algunos como ser\u00eda el camino para burlar la velocidad de la luz y desplazarnos por el espaciotiempo a distancias inmensas en tiempos y espacios m\u00e1s cortos. Es el famoso agujero de gusano<\/a><\/a> o el doblar el espacio trayendo hacia t\u00ed el lugar que deseas visitar.<\/p>\n

Hay que entender que el espacio\u2013tiempo es la descripci\u00f3n en cuatro dimensiones del universo en la que la posici\u00f3n de un objeto se especifica por tres coordenadas en el espacio y una en el tiempo. De acuerdo con la relatividad<\/a><\/a> especial, no existe un tiempo absoluto que pueda ser medido con independencia del observador, de manera que eventos simult\u00e1neos para un observador ocurren en instantes diferentes vistos desde otro lugar. El tiempo puede ser medido, por tanto, de manera relativa, como lo son las posiciones en el espacio (Euclides) tridimensional, y esto puede conseguirse mediante el concepto de espacio\u2013tiempo. La trayectoria de un objeto en el espacio\u2013tiempo se denomina por el nombre de l\u00ednea de universo<\/a><\/a><\/em>. La relatividad<\/a><\/a> general nos explica lo que es un espacio\u2013tiempo curvo con las posiciones y movimientos de las part\u00edculas de materia.<\/p>\n

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Los moelos de universo que pudieran ser, en funci\u00f3n de la Densidad Cr\u00edtica (\u03a9) ser\u00eda plano, abierto o cerrado. La Materia tiene la palabra.<\/p>\n

La curvatura del espacio\u2013tiempo es la propiedad del espacio\u2013tiempo en la que las leyes familiares de la geometr\u00eda no son aplicables en regiones donde los campos gravitatorios son intensos. La relatividad<\/a><\/a> general de Einstein<\/a><\/a>, nos explica y demuestra que el espacio\u2013tiempo est\u00e1 \u00edntimamente relacionado con la distribuci\u00f3n de materia en el universo, y nos dice que el espacio se curva en presencia de masas considerables como planetas, estrellas o galaxias (entre otros).<\/p>\n

En un espacio de s\u00f3lo dos dimensiones, como una l\u00e1mina de goma plana, la geometr\u00eda de Euclides se aplica de manera que la suma de los \u00e1ngulos internos de un tri\u00e1ngulo en la l\u00e1mina es de 180\u00b0. Si colocamos un objeto masivo sobre la l\u00e1mina de goma, la l\u00e1mina se distorsionar\u00e1 y los caminos de los objetos que se muevan sobre ella se curvaran. Esto es, en esencia, lo que ocurre en relatividad<\/a><\/a> general.<\/p>\n

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Los Modelos Cosmol\u00f3gicos son variados y todos, sin excepci\u00f3n, nos hablan de una clase de universo que est\u00e1 conformado en funci\u00f3n de la materia que en \u00e9l pueda existir, es decir, eso que los cosm\u00f3logos llaman el Omega negro. La Materia determinar\u00e1 en qu\u00e9 universo estamos.<\/p>\n

En los modelos cosmol\u00f3gicos m\u00e1s sencillos basados en los modelos de Friedmann, la curvatura de espacio\u2013tiempo est\u00e1 relacionada simplemente con la densidad media de la materia, y se describe por una funci\u00f3n matem\u00e1tica denominada m\u00e9trica de Robertson\u2013Walker. Si un universo tiene una densidad mayor que la densidad cr\u00edtica<\/a><\/a>, se dice que tiene curvatura positiva, queriendo decir que el espacio\u2013tiempo est\u00e1 curvado sobre s\u00ed mismo, como la superficie de una esfera; la suma de los \u00e1ngulos de un tri\u00e1ngulo que se dibuje sobre la esfera es entonces mayor que 180\u00b0. Dicho universo ser\u00eda infinito y se expandir\u00eda para siempre, es el universo abierto. Un universo de Einstein<\/a><\/a>\u2013de Sitter tiene densidad cr\u00edtica<\/a><\/a> exacta y es, por consiguiente, espacialmente plano (euclideo) infinito en el espacio y en el tiempo.<\/p>\n

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La geometr\u00eda del espacio-tiempo en estos modelos de universos est\u00e1 descrita por la m\u00e9trica de Robertson-Walker y es, en los ejemplos precedentes, curvado negativamente, curvado positivamente y plano, respectivamente (Alexander AlexandrovichFriedmann). Y, las tres epresentaciones gr\u00e1ficas de los espacios que dan lugar a los tres posibles formas de universo antes referida en funci\u00f3n de la densidad cr\u00edtica<\/a><\/a> que har\u00e1 un universo plano, un universo abierto o un universo curvo y cerrado.<\/p>\n

Hemos mencionado antes la relatividad<\/a><\/a> del tiempo que para el mismo suceso ser\u00e1 distinto en funci\u00f3n de qui\u00e9n sea el que cronometre; por ejemplo, el tiempo transcurre m\u00e1s despacio para el astronauta que en nave espacial viaja a velocidades pr\u00f3ximas a c<\/em>, la velocidad de la luz. Seg\u00fan la teor\u00eda de la relatividad<\/a><\/a> especial de Einstein<\/a><\/a>, en el caso antes se\u00f1alado, el tiempo del astronauta viajero avanza m\u00e1s lentamente en un factor que denotamos con la ecuaci\u00f3n , cuando lo mide un sistema de referencia que viaja a una velocidad v<\/em> relativa al otro sistema de referencia; c<\/em> es la velocidad de la luz. Este principio ha sido verificado de muchas maneras; por ejemplo, comparando las vidas medias de los muones<\/a><\/a> r\u00e1pidos, que aumentan con la velocidad de las part\u00edculas en una cantidad predicha en este factor de la anterior ecuaci\u00f3n.<\/p>\n

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\"gemelos<\/p>\n

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Un ejemplo sencillo de la dilataci\u00f3n del tiempo es la conocida paradoja de los gemelos. Uno viaja al espacio y el otro lo espera en la Tierra. El primero hace un viaje a la velocidad de la luz hasta Alfa de Centauri y regresa. Cuando baja de la nave espacial, tiene 8\u20196 a\u00f1os m\u00e1s que cuando parti\u00f3 de la Tierra. Sin embargo, el segundo gemelo que esper\u00f3 en el planeta Tierra, al regreso de su hermano, era ya un\u00a0 anciano jubilado. El tiempo transcurrido hab\u00eda pasado m\u00e1s lento para el gemelo viajero. Parece mentira que la velocidad con la que podamos movernos nos puedan jugar estas malas pasadas.<\/p>\n

Otra curiosidad de la relatividad<\/a><\/a> especial es la que expres\u00f3 Einstein<\/a><\/a> mediante su famosa f\u00f3rmula de E = mc2<\/sup>, que nos viene a decir que masa y energ\u00eda son dos aspectos de una misma cosa. Podr\u00edamos considerar que la masa (materia), es energ\u00eda congelada. La bomba at\u00f3mica demuestra la certeza de esta ecuaci\u00f3n.<\/p>\n

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Durante diez dias del mes de enero de 1999 astrof\u00edsicos italianos y estadounidenses efectuaron un experimento que llamaron Boomerang. El experimento consisti\u00f3 en el lanzamiento de un globo con instrumentos que realiz\u00f3 el mapa mas detallado y preciso del fondo de radiaci\u00f3n de microondas (CMB) obtenido hasta el momento. Su conclusi\u00f3n: el universo no posee curvatura positiva o negativa, es plano.<\/p>\n

La densidad cr\u00edtica<\/a><\/a><\/em> est\u00e1 referida a la densidad media de materia requerida para que la gravedad detenga la expansi\u00f3n de nuestro universo. As\u00ed que si la densidad es baja se expandir\u00e1 para siempre, mientras que una densidad muy alta colapsar\u00e1 finalmente. Si tiene exactamente la densidad cr\u00edtica<\/a><\/a> ideal, de alrededor de 10-29<\/sup> g\/cm3<\/sup>, es descrito por el modelo al que antes nos referimos conocido como de Einstein<\/a><\/a>\u2013de Sitter, que se encuentra en la l\u00ednea divisoria de estos dos extremos. La densidad media de materia que puede ser observada directamente en nuestro universo representa s\u00f3lo el 20% del valor cr\u00edtico. Puede haber, sin embargo, una gran cantidad de materia oscura<\/a><\/a> que elevar\u00eda la densidad hasta el valor cr\u00edtico. Las teor\u00edas de universo inflacionario predicen que la densidad presente deber\u00eda ser muy aproximada a la densidad cr\u00edtica<\/a><\/a>; estas teor\u00edas requieren la existencia de materia oscura<\/a><\/a>.<\/p>\n

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\u00a0Los cosm\u00f3logos y astrof\u00edsicos, en sus obervaciones, notaron que las galaxias se alejaban las unas de las otras a mayor velocidad de la que corresponder\u00eda en funci\u00f3n de la materia que se puede ver en el Universo, hab\u00eda algo que las hac\u00eda correr m\u00e1s de la cuenta, as\u00ed que, el primero en poner nombre all fen\u00f3meno que se ha dado en llamar\u00a0 “materia oscura<\/a>” fue el astrof\u00edsico suizo Fritz Zwicky, del Instituto Tecnol\u00f3gico de California (Caltech) en 1933. Con su invento (intuici\u00f3n), dej\u00f3 zanjado el tema que tra\u00eda de cabeza a todos los cosm\u00f3logos del mundo, encantados con que al f\u00edn, las cuentas cuadraran.<\/p>\n

Mencionamos ya la importancia que tiene para dise\u00f1ar un modelo satisfactorio del universo, conocer el valor de la masa total de materia que existe en el espacio. El valor de la expansi\u00f3n o de la contracci\u00f3n del universo depende de su contenido de materia. Si la masa resulta mayor que cierta cantidad, denominada densidad cr\u00edtica<\/a><\/a>, las fuerzas gravitatorias primero amortiguar\u00e1n y luego detendr\u00e1n eventualmente la expansi\u00f3n. El universo se comprimir\u00e1 en s\u00ed mismo hasta alcanzar un estado compacto y reiniciar\u00e1, tal vez, un nuevo ciclo de expansi\u00f3n. En cambio, si el universo tiene una masa menor que ese valor, se expandir\u00e1 para siempre. Y, en todo esto, mucho tendr\u00e1 que decir \u201cla materia oscura<\/a><\/a>\u201d que al parecer est\u00e1 oculta en alguna parte.<\/p>\n

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El\u00a0 s\u00edmbolo\u00a0\u03a9 (par\u00e1metro de densidad)<\/strong> lo utilizan los cosm\u00f3logos para hablar de la densidad del universo.<\/p>\n

\u03a9 =r \/rcrit<\/sub> <\/em><\/p>\n

Tenemos as\u00ed que para \u03a9>1 tenemos que el universo se contraer\u00eda en un futuro Big Crunch<\/a>, para \u03a9<1 e universo deber\u00eda expandirse indefinidamente (Big Rip) y para \u03a9=1 el universo se deber\u00eda expandir pero deteni\u00e9ndose su expansi\u00f3n asint\u00f3ticamente.<\/p>\n

Adem\u00e1s Las observaciones del fondo de microondas<\/a> como las WMAP dan unas observaciones que coinciden con lo cabr\u00eda esperar si la densidad total del universo fuera igual a la densidad cr\u00edtica<\/a>.<\/p>\n

Conforme a lo antes dicho, la densidad media de materia est\u00e1 referida al hecho de distribuir de manera uniforme toda la materia contenida en las galaxias a lo largo de todo el universo. Aunque las estrellas y los planetas son m\u00e1s densos que el agua (alrededor de 1 g\/cm3<\/sup>), la densidad media cosmol\u00f3gica es extremadamente baja, como se dijo antes, unos 10-29<\/sup> g\/cm3<\/sup>, o 10-5<\/sup> \u00e1tomos\/cm3<\/sup>, ya que el universo est\u00e1 formado casi exclusivamente de espacios vac\u00edos, virtualmente vac\u00edos, entre las galaxias. La densidad media es la que determinar\u00e1 si el universo se expandir\u00e1 o no para siempre.<\/p>\n

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No dejamos de enviar ingenios al espacio para tratar de medir la Densidad Cr\u00edtica y poder saber en qu\u00e9 clase de universo nos encontramos: Plano, cerrado o abierto.<\/p>\n

En presencia de grandes masas de materia, tales como planetas, estrellas y galaxias, est\u00e1 presente el fen\u00f3meno descrito por Einstein<\/a><\/a> en su teor\u00eda de la relatividad<\/a><\/a> general, la curvatura del espacio\u2013tiempo, eso que conocemos como gravedad, una fuerza de atracci\u00f3n que act\u00faa entre todos los cuerpos y cuya intensidad depende de las masas y de las distancias que los separan; la fuerza gravitacional<\/a><\/a> disminuye con el cuadrado. La gravitaci\u00f3n es la m\u00e1s d\u00e9bil de las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza. Isaac Newton<\/a><\/a> formul\u00f3 las leyes de la atracci\u00f3n gravitacional y mostr\u00f3 que un cuerpo se comporta gravitacionalmente como si toda su masa estuviera concentrada en su centro de gravedad. As\u00ed, pues, la fuerza gravitacional<\/a><\/a> act\u00faa a lo largo de la l\u00ednea que une los centros de gravedad de las dos masas (como la Tierra y la Luna, por ejemplo).<\/p>\n

Todos conocemos la teor\u00eda de Einstein<\/a><\/a> y lo que nos dice que ocurre cuando grandes masas, como planetas, est\u00e1n presentes: Curvan el espacio que lo circundan en funci\u00f3n de la masa. En la imagen se quiere representar tal efecto.<\/p>\n

En la teor\u00eda de la relatividad<\/a><\/a> general, la gravitaci\u00f3n se interpreta como una distorsi\u00f3n del espacio que se forma alrededor de la masa que provoca dicha distorsi\u00f3n, cuya importancia ir\u00eda en funci\u00f3n de la importancia de la masa que distorsiona el espacio que, en el caso de estrellas con gran volumen y densidad, tendr\u00e1n una importancia considerable, igualmente, la fuerza de gravedad de planetas, sat\u00e9lites y grandes objetos cosmol\u00f3gicos, es importante.<\/p>\n

Esta fuerza es la responsable de tener cohexionado a todo el universo, de hacer posible que existan las galaxias, los sistemas solares y que nosotros mismos tengamos bien asentados los pies a la superficie de nuestro planeta Tierra, cuya gravedad tira de nosotros para que as\u00ed sea.<\/p>\n

Un sistema solar en el que los planetas aparecen cohexionados alrededor del cuerpo mayor, la estrella. Todos permanecen unidos gracias a la fuerza de Gravedad que act\u00faa y los sit\u00faa a las adecuadas distancias en funci\u00f3n de la masa de cada uno de los cuerpos planetarios.<\/p>\n

No obstante, a escala at\u00f3mica la fuerza gravitacional<\/a><\/a> resulta ser unos 1040<\/sup> veces m\u00e1s d\u00e9bil que la fuerza de atracci\u00f3n electromagn\u00e9tica, muy potente en el \u00e1mbito de la mec\u00e1nica cu\u00e1ntica donde las masas de las part\u00edculas son tan enormemente peque\u00f1as que la gravedad es despreciable.<\/p>\n

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No pocas veces hemos querido utilizar la fuerza electromagn\u00e9tica<\/a><\/a> para crear escudos a nuestro alrededor, o, tambi\u00e9n de las naves viajeras, para evitar peligros exteriores o ataques. Es cierto que, habi\u00e9ndole obtenido muchas aplicaciones a esta fuerza, a\u00fan nos queda mucho por investigar y descubrir para obtener su pleno rendimiento.<\/p>\n

La gravitaci\u00f3n cu\u00e1ntica es la teor\u00eda en la que las interacciones gravitacionales entre los cuerpos son descritas por el intercambio de part\u00edculas elementales hipot\u00e9ticas denominadas gravitones<\/a><\/a>. El gravit\u00f3n<\/a><\/a> es el cuanto del campo gravitacional. Los gravitones<\/a><\/a> no han sido observados, aunque se presume que existen por analog\u00eda a los fotones<\/a><\/a> de luz.<\/p>\n

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Para saber d\u00f3nde se encuentra una part\u00edcula hay que iluminarla. Pero no se puede utilizar cualquier tipo de luz: hay que usar luz cuya longitud de onda sea por lo menos, inferior a la part\u00edcula que se desea iluminar. Pero sucede que cuanto m\u00e1s corta es la longitud de onda, m\u00e1s elevada es la frecuencia, de modo que esa luz transporta una muy elevada energ\u00eda. Al incidir sobre la part\u00edcula \u00e9sta resulta fuertemente afectada.<\/div>\n
El cient\u00edfico puede finalmente averiguar donde esta la part\u00edcula, pero a cambio de perder toda informaci\u00f3n acerca de su velocidad. Y a la inversa, si consigue calcular la velocidad, debe renunciar a conocer su posici\u00f3n exacta.<\/div>\n

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\"emite3.gif<\/p>\n

La superficie de un cuerpo negro es un caso l\u00edmite, en el que toda la energ\u00eda incidente desde el exterior es absorbida, y toda la energ\u00eda incidente desde el interior es emitida. No existe en la naturaleza un cuerpo negro, incluso el negro de humo refleja el 1% de la energ\u00eda incidente.<\/p>\n

Se denomina\u00a0cuerpo negro\u00a0a aquel cuerpo ideal que es capaz de absorber o emitir toda la radiaci\u00f3n que sobre \u00e9l incide. Las superficies del Sol y la Tierra se comportan aproximadamente como cuerpos negros.<\/p>\n

La teor\u00eda cu\u00e1ntica es un ejemplo de talento que debemos al f\u00edsico alem\u00e1n Max Planck (1.858 \u2013 1.947) que, en el a\u00f1o 1.900 para explicar la emisi\u00f3n de radiaci\u00f3n de cuerpo negro de cuerpos calientes, dijo que la energ\u00eda se emite en cuantos<\/em>, cada uno de los cuales tiene una energ\u00eda igual a hv<\/em>, donde h<\/em> es la constante de Planck<\/a><\/a> (E = hv o \u0127 = h\/2\u03c0) y v<\/em> es la frecuencia de la radiaci\u00f3n. Esta teor\u00eda condujo a la teor\u00eda moderna de la interacci\u00f3n entre materia y radiaci\u00f3n conocida como mec\u00e1nica cu\u00e1ntica, que generaliza y reemplaza a la mec\u00e1nica cl\u00e1sica y a la teor\u00eda electromagn\u00e9tica de Maxwell.\u00a0 En la teor\u00eda cu\u00e1ntica no relativista se supone que las part\u00edculas no son creadas ni destruidas, que se mueven despacio con respecto a la velocidad de la luz y que tienen una masa que no cambia con la velocidad. Estas suposiciones se aplican a los fen\u00f3menos at\u00f3micos y moleculares y a algunos aspectos de la f\u00edsica nuclear. La teor\u00eda cu\u00e1ntica relativista se aplica a part\u00edculas que viajan cerca de la velocidad de la luz, como por ejemplo, el fot\u00f3n<\/a>.<\/div>\n

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\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 La radiaci\u00f3n est\u00e1 presente en todos los objetos y cuerpos<\/div>\n

Por haberlo mencionado antes me veo obligado a explicar brevemente el significado de \u201ccuerpo negro\u201d, que est\u00e1 referido a un cuerpo hipot\u00e9tico que absorbe toda la radiaci\u00f3n que incide sobre \u00e9l. Tiene, por tanto, una absortancia y una emisividad de 1. Mientras que un aut\u00e9ntico cuerpo negro es un concepto imaginario, un peque\u00f1o agujero en la pared de un recinto a temperatura uniforme es la mejor aproximaci\u00f3n que se puede tener de \u00e9l en la pr\u00e1ctica.<\/p>\n

La radiaci\u00f3n de cuerpo negro es la radiaci\u00f3n electromagn\u00e9tica emitida por un cuerpo negro. Se extiende sobre todo el rango de longitudes de onda y la distribuci\u00f3n de energ\u00eda sobre este rango tiene una forma caracter\u00edstica con un m\u00e1ximo en una cierta longitud de onda, desplaz\u00e1ndose a longitudes de onda m\u00e1s cortas al aumento de temperaturas (ley de desplazamiento de Wien).<\/p>\n

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Existen en el Universo configuraciones de fuerzas y energ\u00edas que a\u00fan no podemos comprender. La vastedad de un Universo que tiene un radio de 13.700 millones de a\u00f1os, nos debe hacer pensar que, en esos espacios inmensos existen infinidad de cosas y se producen multitud de fen\u00f3menos que escapan a nuestro entendimiento. Son fuerzas descomunales que, como las que puedan emitir agujeros negros<\/a><\/a> gigantes, estrellas de neutrones<\/a> magnetars y explosiones de estrellas masivas en supernovas que, estando situadas a miles de millones de a\u00f1os luz de nuestro \u00e1mbito local, nos imposibilita para la observaci\u00f3n y el estudio a fondo y sin fisuras, y, a pesar de los buenos instrumentos que tenemos hoy, siguen siendo insuficientes para poder \u201cver\u201d todo lo que ah\u00ed fuera sucede.<\/p>\n

\u00a1El Universo! Todo lo que existe.<\/p>\n

emilio silvera<\/em><\/p>\n<\/div>\n

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