Astrofísica: Estrelas e Classificação

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Astrofísica para etapas
claves
El destino del universo..
Contenidos
Artículos
Clasificación estelar 1
Materia oscura 4
Teoría del Big Bang 15
Ley de Hubble 29
Evolución estelar 34
Espectroscopía 45
Cúmulo abierto 49
Referencias
Fuentes y contribuyentes del artículo 60
Fuentes de imagen, Licencias y contribuyentes 61
Licencias de artículos
Licencia 62
Clasificación estelar 1
Clasificación estelar
Las estrellas pueden clasificarse a partir de la temperatura efectiva de sus fotosferas siguiendo la ley de Wien. Esta
tarea se complica en el caso de estrellas distantes. La espectroscopia permite entonces una mejor clasificación
atendiendo a sus líneas de absorción. Una clasificación inicial se formuló en el siglo XIX organizando las estrellas en
tipos espectrales de la A a la P, siendo este el origen de los modernos tipos espectrales.
Clasificación gravitacional de estrellas
Las pueden clasificar de acuerdo a cuatro criterios gravitacionales instaurados recientemente por la Unión
Astronómica Internacional en el 2006.
Clasificación por centro gravitacional estelar
El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro gravitacional estelar, es decir si forman parte de un Sistema
Estelar. Las estrellas que forman parte de un sistema estelar (presencia de centro gravitacional estelar) se denominan
estrellas sistémicas. Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar)
se denominan estrellas solitarias.
Clasificación de estrellas sistémicas por posición
Si una estrella es sistémica (forma parte de un sistema estelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las estrellas centrales
son aquellas estrellas sistémicas que actúan como centro gravitacional de otras estrellas. Esto quiere decir que otras
estrellas las orbitan. Las estrellas sistémicas que orbitan a una estrella central se denominan estrellas satélites, las
cuales forman el segundo tipo.
Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional
Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras
estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e
independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas y además esta unión no se debe a la
presencia de un centro gravitacional estelar; es decir ninguna estrella gira alrededor de otra y sin embargo se
encuentran unidas gravitacionalmente.
Las estrellas cumulares son aquellas que forman cúmulos estelares. Si el cúmulo es globular, las estrellas se atraen
por gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo es abierto, las estrellas se atraen por gravitación en
donde el centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en común
que las mantiene unidas). Las estrellas independientes son aquellas que no forman cúmulos estelares con ninguna
otra estrella. Sin embargo, hay estrellas independientes que sí forman parte de un sistema estelar pues orbitan alguna
estrella o son centro de otras. Este sería el caso de estrellas sistémicas-independientes.
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Fotosfera
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Ley_de_Wien
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Espectroscopia
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=L%C3%ADnea_de_absorci%C3%B3n
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Siglo_XIX
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Uni%C3%B3n_Astron%C3%B3mica_Internacional
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Uni%C3%B3n_Astron%C3%B3mica_Internacional
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Sistema_Estelar
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Sistema_Estelar
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=C%C3%BAmulo_estelar
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=C%C3%BAmulo_globular
Clasificación estelar 2
Clasificación de estrellas por sistema planetario
Las estrellas que poseen un sistema planetario en donde ellas son centro gravitacional y los demás cuerpos celestes
las orbitan se denominan estrellas planetarias. Las estrellas únicas son aquellas que no poseen un sistema planetario
orbitante. Entiéndase por sistema planetario cualquier cuerpo celeste (planeta, asteroide, cometa) que orbita una
estrella.
Clasificación según magnitudes
Este sistema de clasificación proviene originalmente del astrónomo griego Hiparco, quién en el año 134 AC había
clasificado las estrellas en seis magnitudes de acuerdo con su brillo. Hiparco asignó la magnitud 1 a las 20 estrellas
más brillantes del firmamento y fue asignando valores mayores a estrellas cada vez más débiles hasta asignar la
magnitud 6 a estrellas apenas visibles a simple vista. Este esquema fue adoptado posteriormente por el astrónomo
egipcio Ptolomeo y transmitido en la tradición astronómica occidental.
Actualmente la clasificación por magnitudes aparentes es más bien complementaria a los dos grandes tipos de
clasificación: el de tipo espectral y el de clases de luminosidad.
Clasificación por tipos espectrales
Conocida también como Clasificación espectral de Harvard, ya que lo comenzó a esbozar Edward Charles
Pickering de la Universidad Harvard en el año 1890, y que perfecciono Annie Jump Cannon de la misma universidad
en 1901. Esta clasificación estelar es la más utilizada en astronomía.
Clasificación por clases de luminosidad
En la década de 1940 se inició un nuevo proyecto de clasificación complementaria en el Observatorio Yerkes. Se
trataba de una clasificación basada en líneas espectrales sensibles a la gravedad estelar e introducida en el año 1943
por William W. Morgan, Phillip C. Keenan y Edith Kellman, razón por la que en ocasiones se le conoce también
como clasificación de Morgan Keenan Kellman o simplemente MKK.
Al utilizarse líneas espectrales sensibles a la gravedad de la superficie se obtiene información sobre la densidad de
las estrellas. Como el radio de una estrella gigante es muy superior al de una enana blanca de la misma masa, la
gravedad es muy diferente manifestándose en la intensidad y en la forma de las líneas espectrales. Esta clasificación
no sustituye a la anterior sino que la complementa.
Del mismo modo el observatorio Yerkes propuso una subdivisión de la clasificación de Harvard utilizando
subíndices, por ejemplo, de la A1 a la A9. De este modo y utilizando ambos sistemas de clasificación es posible
afinar en el tipo espectral. Se distinguen las siguientes clases de luminosidad:
 Clase Descripción 
0 Hipergigantes
Ia Supergigantes muy luminosas
Ib Supergigantes de menor brillo
II Gigantes luminosas
III Gigantes
IV Subgigantes
V Estrellas enanas de la secuencia principal
VI Subenanas (poco utilizada)
VII Enanas blancas (poco utilizada)
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Sistema_planetario
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Astronom%C3%ADa
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Grecia
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Hiparco
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Magnitud_%28astronom%C3%ADa%29
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Claudio_Ptolomeo
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Magnitud_aparente
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Edward_Charles_Pickering
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Edward_Charles_Pickering
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Universidad_Harvard
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Annie_Jump_Cannon
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Astronom%C3%ADa
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=A%C3%B1os_1940
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Observatorio_Yerkes
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=1943
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=William_W._Morgan
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Phillip_C._Keenan
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Edith_Kellmanhttp://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Estrella_gigante
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Enana_blanca
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Hipergigante
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Supergigante
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Estrella_gigante_luminosa
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Estrella_gigante
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Subgigante
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Secuencia_principal
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Subenana
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Enanas_blancas
Clasificación estelar 3
Las clases de luminosidad no se deben confundir con las fases evolutivas de una estrella. Por ejemplo, una estrella de
masa y metalicidad similar al Sol pasa por las fases sucesivas de secuencia principal, subgigante, gigante roja,
apelotonamiento rojo y rama asintótica gigante. En la primera de esas fases, la estrella pertenece a la clase de
luminosidad V, en la segunda a la de luminosidad IV y en las tres últimas a la de luminosidad III. Como se puede
ver, en las dos primeras fases hay una correspondencia entre los nombres de las clases de luminosidad y los de las
fases. Sin embargo, en las tres últimas la estrella se mantiene como una gigante (clase de luminosidad) a lo largo de
tres fases evolutivas distintas. Dado que durante esas tres fases la temperatura efectiva de la estrella es baja, su color
es rojo, por lo que no es infrecuente ni incorrecto decir que la estrella es una 'gigante roja' (en el sentido de clase de
luminosidad + color), pero es importante aclarar que solamente en la primera de las fases es una 'gigante roja' en el
sentido evolutivo. En otras palabras, cuando una estrella de masa y metalicidad solares pasa por las fases evolutivas
del apelotonamiento rojo y de la rama asintótica gigante, se puede decir que es una gigante roja aunque ése no sea su
estado evolutivo. Éste es un caso en el que el lenguaje es poco claro por motivos históricos y puede inducir a
confusión.
Otros ejemplos de confusión entre la clase de luminosidad y la fase evolutiva se dan para estrellas de masa superior
al Sol. Cuando una estrella de 7 masas solares se convierte en una gigante roja (fase evolutiva) su clase de
luminosidad es II (gigante luminosa) y no III (gigante). Una estrella de 30 masas solares adquiere una clase de
luminosidad I (supergigante) mientras sigue quemando hidrógeno en su núcleo, lo que es la definición de la fase
evolutiva de secuencia principal.
Véase también
• Objeto astronómico
• Tipo espectral (estelar)
• Tipo espectral (asteroides)
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Secuencia_principal
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Subgigante
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Gigante_roja
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Apelotonamiento_rojo
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Rama_asint%C3%B3tica_gigante
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Objeto_astron%C3%B3mico
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Tipo_espectral_%28estelar%29
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Tipo_espectral_%28asteroides%29
Materia oscura 4
Materia oscura
Imagen compuesta del c����� �� ����	
�� CL0024+17 tomada
por el telescopio espacial Hubble muestra la creación de un
efecto de lente gravitacional producto, en gran parte, de la
interacción gravitatoria con la materia oscura.
En astrofísica y cosmología física se denomina materia
oscura a la materia hipotética de composición desconocida
que no emite o refleja suficiente radiación electromagnética
para ser observada directamente con los medios técnicos
actuales pero cuya existencia puede inferirse a partir de los
efectos gravitacionales que causa en la materia visible, tales
como las estrellas o las galaxias, así como en las
anisotropías del fondo cósmico de microondas presente en
el universo. No se debe confundir la materia oscura con la
energía oscura.
De acuerdo con las observaciones actuales de estructuras
mayores que una galaxia, así como la cosmología del Big
Bang, la materia oscura constituye del orden del 21% de la
masa del Universo observable y la energía oscura el 70%.[1]
Fritz Zwicky la utilizó por primera vez para declarar el
fenómeno observado consistente con las observaciones de
materia oscura como la velocidad rotacional de las galaxias
y las velocidades orbitales de las galaxias en los cúmulos,
las lentes gravitacionales de objetos de fondo por los cúmulos de galáxias así como el Cúmulo Bala (1E 0657-56) y
la distribución de temperatura de gas caliente en galaxias y cúmulos de galaxias. La materia oscura también juega un
papel central en la formación de estructuras y la evolución de galaxias y tiene efectos medibles en la anisotropía de
la radiación de fondo de microondas. Todas estas líneas de pruebas sugieren que las galaxias, los cúmulos de
galaxias y el Universo como un todo contienen mucha más materia que la que interactúa con la radiación
electromagnética: lo restante es llamado "el componente de materia oscura".
La composición de la materia oscura se desconoce, pero puede incluir neutrinos ordinarios y pesados, partículas
elementales recientemente postuladas como los WIMPs y los axiones, cuerpos astronómicos como las estrellas
enanas y los planetas (colectivamente llamados MACHO) y las nubes de gases no luminosos. Las pruebas actuales
favorecen los modelos en que el componente primario de la materia oscura son las nuevas partículas elementales
llamadas colectivamente materia oscura no bariónica.
El componente de materia oscura tiene bastante más masa que el componente "visible" del Universo.[2] En el
presente, la densidad de bariones ordinarios y la radiación en el Universo se estima que son equivalentes
aproximadamente a un átomo de hidrógeno por metro cúbico de espacio. Sólo aproximadamente el 5% de la
densidad de energía total en el Universo (inferido de los efectos gravitacionales) se puede observar directamente. Se
piensa que en torno al 23% está compuesto de materia oscura. El 72% restante se piensa que consiste de energía
oscura, un componente incluso más extraño, distribuido difusamente en el espacio.[3] Alguna materia bariónica
difícil de detectar realiza una contribución a la materia oscura, aunque algunos autores defienden que constituye sólo
una pequeña porción.[4] [5] Aun así, hay que tener en cuenta que del 5% de materia bariónica estimada, la mitad de
ella todavía no se ha encontrado, por lo que se puede considerar materia oscura bariónica: Todas las estrellas,
galaxias y gas observable forman menos de la mitad de los bariones que se supone debería haber y se cree que toda
esta materia puede estar distribuida en filamentos gaseosos de baja densidad formando una red por todo el universo y
en cuyos nodos se encuentran los diversos cúmulos de galaxias. Recientemente (mayo de 2008) el telescopio
XMM-Newton de la agencia espacial europea ha encontrado pruebas de la existencia de dicha red de filamentos.[6]
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Agrupaciones_gal%C3%A1cticas
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=CL0024%2B17
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Telescopio_espacial_Hubble
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Lente_gravitacional
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo%3ACL0024%2B17.jpg
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Astrof%C3%ADsica
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Cosmolog%C3%ADa_f%C3%ADsica
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Estrella
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Galaxia
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Anisotrop%C3%ADa
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Fondo_c%C3%B3smico_de_microondas
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Universo
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Energ%C3%ADa_oscura
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Galaxia
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Big_Bang
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Big_Bang
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Universo_observable
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Energ%C3%ADa_oscurahttp://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Fritz_Zwicky
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Lente_gravitacional
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=C%C3%BAmulo_Bala
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Formaci%C3%B3n_de_estructuras
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Formaci%C3%B3n_y_evoluci%C3%B3n_de_galaxias
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http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Radiaci%C3%B3n_de_fondo_de_microondas
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Neutrino
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http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Estrella_enana
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Estrella_enana
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Planeta
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=MACHO
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http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Bari%C3%B3n
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Energ%C3%ADa_oscura
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Energ%C3%ADa_oscura
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Materia_bari%C3%B3nica
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Materia_oscura_bari%C3%B3nica
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=2008
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=XMM-Newton
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=ESA
Materia oscura 5
La determinación de la naturaleza de esta masa ausente es uno de los problemas más importantes de la cosmología
moderna y la física de partículas. Se ha puesto de manifiesto que los nombres "materia oscura" y la "energía oscura"
sirven principalmente como expresiones de nuestra ignorancia, casi como los primeros mapas etiquetados como
"Terra incógnita".[3]
Pruebas observacionales
La primera persona en proporcionar pruebas e inferir la existencia del fenómeno que se ha llamado "materia oscura"
fue el astrofísico suizo Fritz Zwicky, del Instituto Tecnológico de California (Caltech) en 1933.[7]
Aplicó el teorema de virial al cúmulo de galaxias Coma y obtuvo pruebas de masas no visibles. Zwicky estimó la
masa total del cúmulo basada en los movimientos de las galaxias cerca de su borde. Cuando comparó esta masa
estimada con una basada en el número de galaxias y con el brillo total del cúmulo, encontró que había unas 400
veces más masa de la esperada. La gravedad de las galaxias visibles en el cúmulo estaría lejos de ser demasiado
pequeña para tal velocidad de órbita, con lo que se necesita algo adicional. Esto es conocido como el "problema de la
masa desaparecida". Basándose en estas conclusiones, Zwicky infirió que tendría que haber alguna forma de materia
no visible que proporcionaría suficiente masa y gravedad para soportar el cúmulo conjuntamente.
Muchas de las pruebas de la materia oscura vienen del estudio de los movimientos de las galaxias. Muchas de estas
parecen ser bastante uniformes, con lo que el teorema de virial de la energía cinética total debería ser la mitad del
total de la energía gravitacional de enlace de las galaxias. Experimentalmente, sin embargo, se ha hallado que la
energía cinética total es mucho mayor: en particular, asumiendo que la masa gravitacional es debida sólo a la materia
visible de la galaxia, las estrellas alejadas del centro de las galaxias tienen velocidades mucho mayores que las
predichas por el teorema de virial. La curva de rotación galáctica que ilustra la velocidad de rotación frente a la
distancia del centro de la galaxia, no se puede explicar sólo mediante la materia visible. Asumiendo que la materia
visible forma sólo una pequeña parte del cúmulo es la manera más sencilla de tener en cuenta esto. Las galaxias
muestran signos de estar compuestas principalmente de un halo de materia oscura concentrado centralmente con una
simetría casi esférica con la materia visible concentrada en un disco en el centro. Las galaxias de brillo débil
superficial son fuentes importantes de información para el estudio de la materia oscura, ya que tienen una baja
relación de materia visible frente a materia oscura y tienen unas cuantas estrellas brillantes en el centro que daña las
observaciones de la curva de rotación de estrellas periféricas.
De acuerdo con los resultados publicados en agosto de 2006, la materia oscura se ha observado por separado de la
materia ordinaria[8] [9] a través de medidas del Cúmulo Bala, realmente dos cúmulos de galaxias cercanos que
colisionaron hace unos 150 millones de años.[10] Los investigadores analizaron los efectos de las lentes
gravitacionales para determinar la masa total de la distribución en la pareja y compararon con los mapas de rayos X
de gases calientes, que se pensaban que constituían la gran mayoría de la materia ordinaria en los cúmulos. Los gases
calientes interactuaron durante la colisión y permanecieron cerca del centro. Las galaxias individuales y la materia
oscura no interactuaron y están más alejadas del centro.
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=F%C3%ADsica_de_part%C3%ADculas
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Terra_inc%C3%B3gnita
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Astrof%C3%ADsico
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Suiza
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Fritz_Zwicky
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Instituto_Tecnol%C3%B3gico_de_California
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=1933
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Teorema_de_virial
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Galaxias
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Energ%C3%ADa_cin%C3%A9tica
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Masa_gravitacional
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Curva_de_rotaci%C3%B3n_gal%C3%A1ctica
Materia oscura 6
Curvas de rotación galáctica
Curva de rotación de una galaxia espiral típica: predicho (A) y observado (B). La
materia oscura explicaría la apariencia plana de la curva de rotación a radios
grandes.
Durante casi 40 años después de las
observaciones iniciales de Zwicky, ninguna
otra observación corroborando las
observaciones indicó que la relación
masa-luz era distinta de la unidad (una alta
relación masa-luz indica la presencia de la
materia oscura). Entonces, a finales de los
años 1960 y 1970, Vera Rubin, una
astrónoma en el Departamento de
Magnetismo Terrestre del Carnegie
Institution of Washington presentó hallazgos
basados en un nuevo espectrógrafo muy
sensible que podía medir la curva de
velocidad de galaxias espirales con un grado
de precisión mayor que cualquier otro
conseguido anteriormente. Junto con su compañero de staff Kent Ford, Rubin anunció en un encuentro en 1975 de la
American Astronomical Society el asombroso descubrimiento de que muchas estrellas en distintas órbitas de
galaxias espirales giraban a casi la misma velocidad angular, que implicaba que sus densidades eran muy uniformes
más allá de la localización de muchas de las estrellas (el bulbo galáctico). Este resultado sugiere que incluso la
gravedad newtoniana no se aplica universalmente o que, conservativamente, más del 50% de la masa de las galaxias
estaba contenida en el relativamente oscuro halo galáctico. Este descubrimiento fue inicialmente tomado con
escepticismo pero Rubin insistió en que las observaciones eran correctas. Finalmente, otros astrónomos empezaron a
corroborar su trabajo y pronto se logró determinar muy bien el hecho de que muchas galaxias estuvieran dominadas
por "materia oscura", las excepciones parecían ser las galaxias con relaciones masa-luz cercanas a las de las estrellas.
Consecuencia de esto, numerosas observaciones han indicado la presencia de materia oscura en varias partes del
cosmos. Junto con los hallazgos de Rubin para las galaxias espirales y el trabajo de Zwicky sobre los cúmulos de
galaxias, las pruebas observacionales para la materia oscura se han estado recolectando durante décadas hasta el
punto de que hoy muchos astrofísicos aceptan su existencia. Como un concepto unificador, la materia oscura es una
de las características dominantes consideradasen el análisis de estructuras en el orden de la escala galáctica y
mayores.
Velocidad de dispersión de galaxias
El trabajo pionero de Rubin ha sobrevivido a la prueba del tiempo. Las medidas de las curvas de velocidad en
galaxias en espiral pronto continuaron con velocidades de dispersión de galaxias elípticas. Mientras algunas veces
aparece con menores relaciones masa-luz, las medidas de elípticas siguen indicando un relativamente alto contenido
en materia oscura. Así mismo, las medidas de los medios interestelares difusos encontrados en el borde de las
galaxias indican no sólo las distribuciones de materia oscura que se extienden más allá del límite visible de las
galaxias, sino también de que las galaxias son virializadas por encima de diez veces su radio visible. Esto tiene el
efecto de flexión de la materia como una fracción de la suma total de materia de gravitación a partir del 50% medido
por Rubin hasta la actualmente afectada de casi el 95%.
Hay lugares donde la materia oscura parece ser un pequeño componente o estar totalmente ausente. Los cúmulos 
globulares no muestran ninguna evidencia de que contienen materia oscura, aunque sus interacciones orbitales con 
las galaxias muestran pruebas para la materia oscura galáctica. Durante algún tiempo, las medidas del perfil de 
velocidad de estrellas parecía indicar la concentración de la materia oscura en el disco galáctico de la Vía Láctea, sin 
embargo, ahora parece que la alta concentración de la materia bariónica en el disco de la galaxia (especialmente en el
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo%3AGalacticRotation2.svg
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=A%C3%B1os_1960
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=A%C3%B1os_1970
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Vera_Rubin
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Espectr%C3%B3grafo
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Galaxia_espiral
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Kent_Ford
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=1975
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=American_Astronomical_Society
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Estrella
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Velocidad_angular
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Bulbo_gal%C3%A1ctico
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Gravedad
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Galaxia_el%C3%ADptica
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Medio_interestelar
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=C%C3%BAmulo_globular
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=C%C3%BAmulo_globular
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Disco_gal%C3%A1ctico
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=V%C3%ADa_L%C3%A1ctea
Materia oscura 7
medio interestelar) puede contar para este movimiento. los perfiles de las masas de las galaxias se piensa que parecen
muy diferentes de los perfiles de la luz. El modelo típico para las galaxias de materia oscura es una distribución lisa
y esférica en halos virializados. Ese tendría que ser el caso para evitar los efectos dinámicos a pequeña escala
(estelar). Las recientes investigaciones reportadas en enero de 2006 desde la Universidad de Massachusetts, Amherst
explicaría la previamente misteriosa comba en el disco de la Vía Láctea por la interacción de la Grande y la Pequeña
Nube de Magallanes y la predicha de un incremento de 20 veces la masa de la Vía Láctea teniendo en cuenta la
materia oscura.
Recientemente (2005), los astrónomos de la Universidad de Cardiff dicen que han descubierto una galaxia
compuesta casi enteramente de materia oscura, a 50 millones de años luz del Cúmulo de Virgo, que fue nombrada
VIRGOHI21.[11] Inusualmente, VIRGOHI21 no parece contener ninguna estrella visible: fue vista con
observaciones de radio-frecuencia de hidrógeno. Basada en los perfiles de rotación, los científicos estiman que este
objeto contiene aproximadamente 1000 veces más energía oscura que el hidrógeno y tiene una masa total de un
décimo de la Vía Láctea en la que vivimos. Por comparación, la Vía Láctea se cree que tiene unas 10 veces tanta
materia oscura que materia ordinaria. Los modelos del Big Bang y de la Estructura a gran escala del Universo han
sugerido que tales galaxias oscuras deberían ser muy comunes en el Universo, pero ninguna ha sido detectada
previamente. Si la existencia de esta galaxia oscura es confirmada, proporcionará una gran prueba para la teoría de la
formación de galaxias y plantea problemas para explicaciones alternativas a la materia oscura.
Materia perdida en cúmulos de galaxias
Efecto de las lentes gravitacionales fuertes observado por el
Telescopio espacial Hubble en Abell 1689 que indica la presencia de
materia oscura. Agrandar la imagen para ver los arcos producidos por
las lentes gravitacionales. Créditos: NASA/ESA
La materia oscura también afecta a agrupaciones
galácticas. Las medidas de Rayos X del caliente gas
intracumular se corresponden íntimamente a las
observaciones de Zwicky de las relaciones masa-luz
para grandes cúmulos de casi 10 a 1. Muchos de los
experimentos del Observatorio de rayos X Chandra
utilizan esta técnica para determinar
independientemente la masa de los cúmulos.
El cúmulo de galaxias Abell 2029 está compuesto de
miles de galaxias envueltas en una nube de gas caliente
y una cantidad de materia oscura equivalente a más de
1014 Soles. En el centro de este cúmulo hay una
enorme galaxia con forma elíptica que se piensa que ha
sido formada a partir de la unión de muchas galaxias
más pequeñas.[12] Las velocidades orbitales de galaxias
medidas dentro de los cúmulos de galaxias son
consistentes con las observaciones de materia oscura.
Otra herramienta importante para las observaciones
futuras de la materia oscura son las lentes
gravitacionales. Estas lentes son un efecto de la
relatividad general para predecir que las masas que no depende de la dinámica y así es un medio completamente
independiente de medir la energía oscura. En las lentes fuertes, la distorsión observada de las galaxias de fondo en
arcos cuando la luz pasa a través de una lente gravitacional, ha sido observada alrededor de un cúmulo un poco
distante incluyendo el Abell 1689. Midiendo la distorsión de la geometría, se puede obtener la masa del cúmulo que
causa el fenómeno. En docenas de casos donde se ha hecho esto, las relaciones masa-luz obtenidas se corresponden a
las medidas de materia oscura dinámica de los cúmulos.
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Materia oscura 8
Tal vez más convincente, se ha desarrollado una técnica durante los últimos 10 años llamada lentes débiles que
observa las distorsiones de galaxias a una microescala en las grandes expediciones debidas a objetos de fondo a
través de análisis estadísticos. Examinando el esquilado de la deformación de las galaxias de fondo adyacentes, los
astrofísicos pueden caracterizar la distribución media de energía oscura por medios estadísticos y han encontrado las
relaciones masa-luz que se corresponden con las densidades de materia oscura predichas por otras medidas de
estructuras a gran escala. La correspondencia de las dos técnicas de lentes gravitacionales junto con otras medidas de
materia oscura han convencido a casi todos los astrofísicos de que la materia oscura realmente existe como un gran
componente de la composición del Universo.
Formación de estructuras
La materia oscura es crucial para el modelo del Big Bang de la cosmología como un componente que se corresponde
directamente a las medidas de los parámetros asociados con la métrica FLRW a la relatividad general. En particular,
las medidas de las anisotropías del fondo cósmico de microondas se corresponden a una cosmología donde gran
parte de la materia interactúa con los fotones de forma más débil que las fuerzas fundamentales conocidas que
acoplan las interacciones de la luz con la materia bariónica. Así mismo, se necesita una cantidad significativa de
materia no-barionica fría para explicar la estructura a gran escala del universo.
Las observaciones sugieren que la formación de estructuras en el Universo procede jerárquicamente, con las
estructuras más pequeñas uniéndose hasta formar galaxias y después de cúmulos de galaxias. Según se unen las
estructuras en la evolución del Universo, empiezan a "encenderse" ya que la materia bariónca se calienta a través de
la contracción gravitacional y los objetos se aproximan al equilibrio hidrostático. La materia barionica ordinaria
tendría una temperatura demasiado alta y demasiada presión liberada desde el Big Bang para colapsar y formar
estructuras más pequeñas, como estrellas, a través de la inestabilidad de Jeans. La materia oscura actúa como un
compactador de estructuras. Este modelo no sólo se corresponde con investigaciones estadísticas de la estructura
visible en el Universo sino también se corresponden de forma precisa con las predicciones de materia oscura de la
radiación de fondo de microondas.
Este modelo inverso de formación de estructuras necesita algo del tipo de la materia oscura para tener éxito. Las
grandes simulaciones por ordenador de miles de millones de partículas de materia oscura se han utilizado para
confirmar que el modelo de materia oscura fría de la formación de estructuras es consistente con las estructuras
observadas en el Universo a través de las expediciones de galaxias, como la Sloan Digital Sky Survey y la 2dF
Galaxy Redshift Survey, así como las observaciones del bosque Lyman-alfa. Estos estudios han sido cruciales en la
construcción del modelo Lambda-CDM que mide los parámetros cosmológicos, incluyendo la fracción del Universo
formada por bariones y la materia oscura.
Composición de la materia oscura
Problemas no resueltos de la física: ¿Qué es la materia oscura? ¿Cómo se genera? ¿Está relacionada con la supersimetría?
Aunque la materia oscura fue detectada por lentes gravitacionales en agosto de 2006,[13] muchos aspectos de la
materia oscura continúan siendo especulativos. El experimento DAMA/NaI afirma haber detectado directamente
materia oscura pasando a través de la Tierra, aunque muchos científicos siguen siendo escépticos al respecto, ya que
los resultados negativos de otros experimentos son (casi) incompatibles con los resultados del DAMA si la materia
oscura consiste en neutralinos.
Los datos de varias líneas de pruebas, como el problema de la rotación de las galaxias, las lentes gravitacionales, la 
formación de estructuras y la fracción de bariones en cúmulos y la abundancia de cúmulos, combinada con pruebas 
independientes para la densidad bariónica, indican que el 85-90% de la masa en el Universo no interactúa con la 
fuerza electromagnética. Esta "materia oscura" se evidencia por su efecto gravitavional. Se han postulado varias
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http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=FLRW
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Materia oscura 9
categorías de materia oscura.
• Materia oscura bariónica.
• Materia oscura no-bariónica[14] que está dividida en tres tipos diferentes:
• Materia oscura caliente: partículas no bariónicas que se mueven ultrarrelativistamente.[15]
• Materia oscura templada: partículas no bariónicas que se mueven relativistamente.
• Materia oscura fría: partículas no bariónicas que no se mueven relativistamente.[16]
Davis y otros escribieron en 1985:
Las partículas candidatas se pueden agrupar en tres categorías basándose en su efecto en las fluctuaciones del
espectro (Bond et al. 1983). Si la materia oscura está compuesta de abundantes partículas ligeras que son relativistas
hasta poco antes de la recombinación, entonces deberían ser denominadas "calientes". El mejor candidato para la
materia oscura caliente es el neutrino [..]
Una segunda posibilidad es que las partículas de materia oscura interactúen más débilmente que los neutrinos, sean
menos abundantes y tengan una masa del orden de 1eV. Tales partículas se denominan "materia oscura templada",
porque tienen menos velocidad térmica que los neutrinos masivos [..] actualmente hay unas pocas partículas
candidatas que cumplen esta descripción. Los gravitinos y los fotinos se han sugerido (Pagels y Primack 1982; Bond,
Szalay y Turner 1982) [..]
Cualquier partícula que se convierta en no-relativista muy pronto y así pueda reflejarse a una distancia insignificante,
es llamada materia oscura fría. Hay muchos candidatos para la materia oscura fría como las partículas
supersimétricas[17]
La materia oscura caliente consiste en partículas que viajan con velocidades relativistas. Se conoce un tipo de
materia oscura caliente, el neutrino. Los neutrinos tienen una masa muy pequeña, no interactúan a través de fuerzas
electromagnéticas o de la fuerza nuclear fuerte y son por tanto, muy difíciles de detectar. Esto es lo que les hace
atractivocomo materia oscura. Sin embargo, los límites de los neutrinos indican que los neutrinos ordinarios sólo
hace una pequeña contribución a la densidad de materia oscura.
La materia oscura caliente no puede explicar cómo las galaxias individuales se formaron del Big Bang. La radiación
de fondo de microondas medida por el COBE y el WMAP, es increíblemente lisa, indica que la materia se ha
agrupado en escalas muy pequeñas. Las partículas de movimiento rápido, sin embargo, no pueden agruparse en tales
pequeñas escalas y, de hecho, suprimen la agrupación de otra materia. La materia oscura caliente, aunque
ciertamente existe en nuestro Universo en forma de neutrinos, es por tanto, la única parte de la historia.
Distribución estimada de materia y energía oscura en el Universo.
El Modelo de Concordancia necesita
que, para explicar la estructura en el
Universo, es necesario invocar la
materia oscura fría (no-relativista). Las
grandes masas, como los agujeros
negros del tamaño de galaxias pueden
ser descartados con las bases de los
datos de las lentes gravitacionales. Las
posibilidades involucrando materia
bariónica normal incluyen enanas
marrones o tal vez pequeños y densos
pedazos de elementos pesados, como
objetos que son conocidos como Objetos de tipo halo masivos compactos (massive compact halo object) o
"MACHOs". Sin embargo, los estudios de la Nucleosíntesis del Big Bang han convencido a muchos científicos de
que la materia bariónica como los MACHOs no pueden ser más que una pequeña fracción de la materia oscura total.
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Materia oscura 10
En el presente, el punto de vista más común es que la materia oscura es principalmente no-bariónica, compuesta de
una o más partículas elementales distintas de las normales electrones, protones, neutrones y los neutrinos conocidos.
Las partículas propuestas más comunes son los axiones, neutrinos estériles y WIMPs (partículas masivas de
interacción débil, incluyendo neutralinos). Ninguna de éstas es parte del modelo estándar de física de partículas, pero
pueden aparecer en extensiones al modelo estándar. Muchos modelos supersimétricos ocasionan naturalmente los
WIMPs en forma de neutralinos. Los pesados, neutrinos estériles existen en extensiones del modelo estándar que
explica la pequeña masa de los neutrinos a través del mecanismo del balancín.
Las búsquedas experimentales de estos candidatos a materia oscura han sido llevadas a cabo y siguen adelante. Estos
esfuerzos se pueden dividir en dos grandes categorías: detección directa, en los que las partículas de materia oscuras
se observan en un detector y la detección indirecta, que busca los productos de las aniquilaciones de materia oscura.
Los experimentos de detección de materia oscura han descartado algunos modelos de WIMP y axiones. También hay
varios experimentos reclamando pruebas positivas de la detección de materia oscura, como el DAMA/NaI y el Egret,
pero estas están lejos de ser confirmadas y difíciles de reconciliar con los resultados negativos de otros
experimentos. Varias búsquedas de la materia oscura están actualmente en proceso, como la Cryogenic Dark Matter
Search en la Mina de Soudan y el experimento XENON en Gran Sasso y muchas nuevas tecnologías que están en
desarrollo, como el experimento ArDM.
En investigaciones publicadas completamente en la primavera de 2006, los investigadores del Instituto de
Astronomía de la Universidad de Cambridge afirman haber calculado que la energía oscura sólo viene en cúmulos
mayores de 1.000 años luz de radio, implicando una velocidad media para las partículas de materia oscura de 9 km/s,
una densidad de 20 amu/cm³ y una temperatura de 10.000 kelvins.[18]
Problema de la materia oscura
Estimaciones basadas en los efectos gravitacionales de la cantidad de materia presente en el Universo sugieren,
consistentemente, que hay mucha más materia de la que es posible observar directamente. Además, la existencia de
materia oscura resolvería varias inconsistencias en la teoría del Big Bang. Se cree que la mayoría de la masa del
Universo existe en esta forma. Determinar cuál es la naturaleza de la materia oscura es el llamado "problema de la
materia oscura" o "problema de la masa desaparecida" y es uno de los más importantes de la cosmología moderna.
La cuestión de la existencia de la materia oscura puede parecer irrelevante para nuestra existencia en la Tierra pero el
hecho de que exista o no afecta al destino último del Universo. Se sabe que el Universo está expandiéndose, por el
corrimiento al rojo que presenta la luz de los cuerpos celestes distantes. Si no hubiera materia oscura, esta expansión
continuaría para siempre. Si la actual hipótesis de la materia oscura es correcta, y dependiendo de la cantidad de
materia oscura que haya, la expansión del Universo podría ralentizarse, detenerse o, incluso, invertirse (lo que
produciría el fenómeno conocido como Big Crunch). La importancia de la materia oscura para el destino final del
Universo, sin embargo, se ha relativizado en los últimos años, en que la existencia de una constante cosmológica y
de una energía oscura parece tener aún mayor importancia. Según las mediciones realizadas en el 2003 y en 2006 por
el satélite WMAP, la expansión del Universo se está acelerando, y se seguirá acelerando debido a la existencia de la
energía oscura, aunque sin causar un Big Rip.
Explicaciones alternativas
Modificaciones de la gravedad
Una explicación alternativa a las incógnitas planteadas por la materia oscura es suponer que las inconsistencias 
observadas son debidas a una comprensión incompleta de la Gravedad. Para explicar las observaciones, a grandes 
distancias, las fuerzas gravitacionales son más fuertes de lo que nos indicarían la mecánica newtoniana. Por ejemplo, 
esto podría ocurrir si asume un valor negativo para la constante cosmológica (el valor de la cual se cree positivo en 
función de recientes observaciones) o si se asume la teoría de la Dinámica newtoniana modificada (MOND),[19] que
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Materia oscura 11
corrige las Leyes de Newton para aceleraciones pequeñas. Sin embargo, las construcción de una teoría MOND
relativista ha sido problemática y no está claro como se puede reconciliar con las medidas de lentes gravitacionales
en la reflexión de la luz alrededor de las galaxias. La principal teoría MOND relativista, propuesta por Jacob
Bekenstein en 2004 es llamada TeVeS (Tensor-Vector-Scalar) y resuelve muchos de los problemas de los primeros
intentos. Una teoría de gravedad modificada (MOG) propuesta por John Moffat, basada en la Teoría Gravitacional
No-Simétrica (NGT), es también una alternativa a la materia oscura.
Otra teoría disputada es la Expansión cósmica en escala (SEC) de C. Johan Masreliez.[20] Otra aproximación,
propuesta por Arrigo Finzi en 1963 y por Robert Sanders en 1984, es reemplazar el potencial gravitacional por la
siguiente expresión:
donde B y son parámetros ajustables.
En cualquier caso, tales aproximaciones tienen dificultades explicando la diferencia en el comportamiento de las
distintas galaxias y clústeres, en cambio, tales discordancias pueden ser fácilmente comprendidas asumiendo
diferentes cantidades de materia oscura. Las observaciones sobre la rotación de las galaxias indican que alrededor del
90% de la masa de una galaxia no es visible y sólo puede ser detectada por sus efectos gravitacionales.
Alexander Mayer acaba de anunciar una hipótesis basada en las inconsistencias observadas en la sincronización del
sistema GPS y otras anomalías. En dicha hipótesis el aumento del corrimiento hacia el rojo observado en galaxias
lejanas y el aparente exceso de masa del universo que hace necesario dicha materia oscura no son más que errores de
medida fruto de una incorrecta formulación de la Teoría de la Relatividad General. Según la nueva formulación de
Alexander Mayer el universo no precisa de la existencia ni de energía ni de materia oscura.
El problema principal con estas explicaciones alternativas es que no explican las anisotropías del fondo cósmico de
microondas, que por otro lado, sí predicen la existencia de materia oscura no bariónica.
En agosto de 2006, un estudio de colisión de cúmulos de galaxias afirmaba demostrar que, incluso en una hipótesis
de gravedad modificada, la mayoría de la masa tiene que ser alguna forma de materia oscura demostrando que
cuando la materia regular es "barrida" de un cúmulo, los efectos gravitacionales de la materia oscura (que se pensaba
que no interactuaba aparte de su efecto gravitacional) permanecen.[21] Un estudio afirma que TeVeS puede producir
el efecto observado, pero esto continúa necesitando que la mayoría de la masa esté en forma de materia oscura,
posiblemente en forma de neutrinos ordinarios.[22] También la Teoría Gravitacional No-Simétrica ha afirmado que
cualitativamente encaja con las observaciones sin necesitar la exótica materia oscura.[23]
Explicaciones de mecánica cuántica
En otra clase de teorías se intenta reconciliar la Gravedad con la Mecánica cuántica y se obtienen correcciones a la
interacción gravitacional convencional. En teorías escalar-tensoriales, los campos escalares como el campo de Higgs
se acopla a la curvatura dada a través del tensor de Riemann o sus trazas. En muchas de tales teorías, el campo
escalar es igual al campo de inflación, que es necesario para explicar la inflación cósmica del Universo después del
Big Bang, como el factor dominante de la quintaesencia o energía oscura. Utilizando una visión basada en el Grupo
de Renormalización, M. Reuter y H. Weyer han demostrado[24] que la constante de Newton y la constante
cosmológica pueden ser funciones escalares en el espacio-tiempo si se asocian las escalas de renormalización a los
puntos del espacio-tiempo.
En la teoría de la relatividad de escala Laurent Nottale, el espacio-tiempo es continuo pero no diferenciable,
conduciendo a la aparición de una Ecuación de Schrödinger gravitacional. Como resultado, aparecen los efectos de
cuantización a gran escala.[25] Esto hace posible predecir correctamente las estructuras a gran escala del Universo sin
la necesidad de las hipótesis de la materia oscura.
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Materia oscura 12
Materia oscura en la culturapopular
En algunos videojuegos y otros trabajos de ficción aparecen menciones a la materia oscura. En tales casos,
normalmente se le atribuyen propiedades físicas o mágicas extraordinarias. Tales descripciones a menudo son
inconsistentes con las propiedades de la materia oscura propuestas en la física y la cosmología. Por ejemplo:
• La serie de televisión Futurama, en la que la materia oscura es maloliente, sirve de combustible a las naves
espaciales y es tan densa que 10 cm³ pesan más de 5000 kilogramos. Los niblonianos expelen materia oscura a
manera de deshechos fecales.
• En los videojuegos de GBA y Nintendo DS Golden Sun II: La Edad Perdida y Golden Sun: Oscuro Amanecer, la
materia oscura aparece como un material que puede ser utilizado para fabricar equipamiento de batalla.
• En el videojuego de Wii Super Mario Galaxy, la materia oscura aparece con la propiedad de crear agujeros en
suelos, agujeros que "proyectan" la materia oscura, y finalmente, con una propiedad particular de desintegrar a
quien la toque (en este caso Mario o Luigi).
• En el videojuego MMORPG Maple Story, la materia oscura aparece como un objeto que se consigue por Cash,
que con la culminación de ciertas misiones, dan ciertos equipamentos y armas raras y ventajosas.
• En la saga Final Fantasy la materia oscura es un item usado para crear pociones, armas, otros tipos de artefactos.
• En el videojuego para N64 Kirby 64: The Cristal Shards el enemigo es un ser llamado "Dark Matter" (materia
oscura en español) que parece estar compuesto de esta misma.
• En el videojuego para GC Metroid Prime 2: Echoes la historia transcurre entre un planeta y su semejante creado a
partir de energía oscura. Tanto la protagonista como algunos enemigos son capaces de usar materia oscura como
armamento.
• En el videojuego para SNES Chrono Trigger, Magus tiene la última técnica denominada dark matter (o en español
"materia oscura").
• En el juego online Ogame, es una materia escasa que se encuentra fuera de los sistemas solares usada para pagar
mejoras que no pueden poseer otros jugadores que no la posean.
• En el videojuego para PS2 Final Fantasy XII, la materia oscura es un objeto muy poderoso que puede usarse para
atacar a los enemigos.
• En la trilogía de libros "La materia oscura" de Philip Pullman, la materia oscura es capaz de transmitir mensajes
para comunicarse con los humanos, también es el motivo por el cual el magisterio (en el mundo de Lyra)
experimenta con niños, en el mundo de Lyra Lenguadeplata, la materia oscura es conocida como "El polvo".
Referencias
[1] Cf. Peter Schneider, «Cuestiones fundamentales de cosmología», Investigación y Ciencia, 405, junio de 2010, págs. 60-69 (61).
[2] NASA (ed.): « Algunas Teorías Ganan, Otras Pierden (http:/ / map. gsfc. nasa. gov/ m_mm/ mr_limits. html)»., utilizando los datos del
WMAP
[3] Cline, David B. (Marzo de 2003). La Búsqueda de la Materia Oscura (http:/ / www. sciam. com/ article. cfm?chanID=sa006&
articleID=00008965-AF27-1E41-89E0809EC588EEDF). Scientific American. .
[4] Freese, Katherine; Brian Fields, David Graff. Muerte de los Candidatos a Materia Oscura Bariónica Estelar. arΧiv:astro-ph/0007444.
[5] Freese, Katherine; Brian D. Field, David S. Graff. Muerte de la Materia Oscura Bariónica Estelar. arΧiv:astro-ph/0002058.
[6] ESA (ed.): « El XMM descubre parte de la materia perdida del universo (http:/ / www. esa. int/ esaCP/ SEMQLPZXUFF_index_0. html)».
[7] Zwicky, F. (1933). « Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln (http:/ / adsabs. harvard. edu/ cgi-bin/
nph-bib_query?bibcode=1933AcHPh. . . 6. . 110Z)». Helvetica Physica Acta 6:  pp. 110-127. . Zwicky, F. (1937). « Sobre las Masas de
Nebulosas y Cómulos de Nebulosas (http:/ / adsabs. harvard. edu/ cgi-bin/ nph-bib_query?bibcode=1937ApJ. . . . 86. . 217Z)». Astrophysical
Journal 86:  pp. 217. .
[8] Arxiv (ed.): « A direct empirical proof of the existence of dark matter - Una prueba empírica directa de la existencia de materia oscura (http:/ /
arxiv. org/ abs/ astro-ph/ 0608407)».
[9] SLAC Today (ed.): « La Materia Oscura Observada (http:/ / today. slac. stanford. edu/ feature/ darkmatter. asp)».
[10] Direct constraints on the dark matter self-interaction cross-section from the merging galaxy cluster 1E0657-56 - Restricciones directas a la
sección eficaz de autointeracción de la materia oscura obtenidas a partir del cúmulo de galaxias en fusión 1E 0657-56 (Cúmulo Bala) (http:/ /
arxiv. org/ abs/ astro-ph/ 0309303)
[11] Astronomers claim first 'dark galaxy' find (http:/ / www. newscientist. com/ article. ns?id=dn7056). New Scientist. 23 de febrero de 2005. .
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Futurama_%28serie_de_televisi%C3%B3n%29
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Game_Boy_Advance
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Nintendo_DS
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Golden_Sun_II:_La_Edad_Perdida
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Golden_Sun:_Dark_Dawn
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Wii
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Super_Mario_Galaxy
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=MMORPG
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Final_Fantasy
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Nintendo_64
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Kirby_64:_The_Cristal_Shards
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Game_Cube
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Metroid_Prime_2:_Echoes
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Super_NES
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Chrono_Trigger
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=PlayStation_2
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Final_Fantasy_XII
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=La_materia_oscura
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Philip_Pullman
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=NASA
http://map.gsfc.nasa.gov/m_mm/mr_limits.html
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=WMAP
http://www.sciam.com/article.cfm?chanID=sa006&articleID=00008965-AF27-1E41-89E0809EC588EEDF
http://www.sciam.com/article.cfm?chanID=sa006&articleID=00008965-AF27-1E41-89E0809EC588EEDF
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Scientific_American
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=ArXiv
http://arxiv.org/abs/astro-ph/0007444
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=ArXiv
http://arxiv.org/abs/astro-ph/0002058
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=ESA
http://www.esa.int/esaCP/SEMQLPZXUFF_index_0.html
http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1933AcHPh...6..110Z
http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1933AcHPh...6..110Z
http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1937ApJ....86..217Z
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Arxiv
http://arxiv.org/abs/astro-ph/0608407
http://arxiv.org/abs/astro-ph/0608407
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=SLAC
http://today.slac.stanford.edu/feature/darkmatter.asp
http://arxiv.org/abs/astro-ph/0309303
http://arxiv.org/abs/astro-ph/0309303
http://www.newscientist.com/article.ns?id=dn7056
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=New_Scientist
Materia oscura 13
[12] Observatorio de rayos X Chandra (�
��� � ����� ����� ��� ���� ��� ��
 !"�# $"���� (http:/ / chandra. harvard. edu/ photo/ 2003/
abell2029/ )� (11 de junio de 2003).
[13] NASA (�
��� � %" ��&� ')*+�)��" ,�+��"� !-��*�"� 
� $"���-" .�*+�" (http:/ / www. nasa. gov/ home/ hqnews/ 2006/ aug/
HQ_06297_CHANDRA_Dark_Matter. html)��/ �) �� Observatorio de rayos X Chandra
[14] Joseph, Silk. El Big Bang (1989 edición). pp. Capítulo IX, página 182.
[15] Umemura, Masayuki; Satoru Ikeuchi (1985). « Formation of subgalactic objects within two-component dark matter - Formación de objetos
subgalácticos con Materia Oscura de dos componentes (http:/ / adsabs. harvard. edu/ cgi-bin/ nph-bib_query?1985ApJ. . . 299. . 583U)».
Astrophysical Journal 299:  pp. 583—592. .
[16] Vittorio, N.; J. Silk (1984). « Fine-scale anisotropy of the cosmic microwave background in a universe dominated by cold dark matter -
Anisotropía de escala fina del fondocósmico de microondas en un Universo dominado por materia oscura fría (http:/ / adsabs. harvard. edu/
abs/ 1984ApJ. . . 285L. . 39V)». Astrophysical Journal, Parte 2 - Cartas al Editor 285:  pp. L39—L43. doi  10.1086/184361 (http:/ / dx. doi.
org/ 10. 1086/ 184361). .
[17] Davis, M.; Efstathiou, G., Frenk, C. S., & White, S. D. M. (15 de mayo de 1985). «La evolución de la estructura a gran escala en un
Universo dominado por la materia oscura fría». Astrophysical Journal 292:  pp. 371—394. doi  10.1086/163168 (http:/ / dx. doi. org/ 10.
1086/ 163168).
[18] Amos, Jonathan (5 de febrero 2006). Dark matter comes out of the cold (http:/ / news. bbc. co. uk/ 2/ hi/ science/ nature/ 4679220. stm).
BBC News. .
[19] Mordehai Milgrom; Do Modified Newtonian Dynamics Follow from the Cold Dark Matter Paradigm? (http:/ / www. journals. uchicago.
edu/ ApJ/ journal/ issues/ ApJL/ v571n2/ 15849/ 15849. html?erFrom=1716821058617080232Guest), Astrophysical Journal, May 2002
[20] Masreliez C. J., Scale Expanding Cosmos Theory II–Cosmic Drag, Apeiron Okt (2004) (http:/ / redshift. vif. com/ JournalFiles/
V11NO4PDF/ V11N4MA2. pdf), Scale Expanding Cosmos (1999)
[21] La NASA Encuentra Pruebas Directas de Materia Oscura (http:/ / www. nasa. gov/ home/ hqnews/ 2006/ aug/
HQ_06297_CHANDRA_Dark_Matter. html). NASA. 21-08-2006. .
[22] Angus, Garry W.; Shan, HuanYuan; Zhao, HongSheng; y Famaey, Benoit (05-11-2006). « Sobre la Ley de la Gravedad, la Masa de los
Neutrinos y la Prueba de la Materia Oscura (http:/ / arxiv. org/ abs/ astro-ph/ 0609125)». Arxiv.
[23] Moffat, J. W. (30 de agosto de 2006). Arxiv (ed.): « Lentes Gravitacionales en Gravedad Modificada y las Lentes en Unión de Cúmulos sin
Materia Oscura (http:/ / arxiv. org/ abs/ astro-ph/ 0608675)». Consultado el 1 de diciembre de 2006.
[24] M.; H. Weyer (2004). «Running Newton Constant, Improved Gravitational Actions, and Galaxy Rotation Curves». Phys. Rev. D 70. doi 
10.1103/PhysRevD.70.124028 (http:/ / dx. doi. org/ 10. 1103/ PhysRevD. 70. 124028) arΧiv:hep-th/0410117.
[25] Da Rocha, D.; Nottale, Laurent (25 de febrero de 2005). Chaos, solitons and fractals (ed.): « Formación de estructuras gravitacional en la
relatividad de escala (http:/ / arxiv. org/ abs/ astro-ph/ 0310036)».
Enlaces externos
• The DAMA Project (http:/ / people. roma2. infn. it/ ~dama/ web/ home. html)
• Método de Multimensajeros para la Detección de la Materia Oscura. (http:/ / projects. ift. uam. es/ multidark/
index. php) Proyecto español del Programa Consolider-Ingenio 2010.
• "¿De qué está hecho el Universo? (De las partículas elementales a la materia oscura)" (http:/ / www. ift. uam. es/
es/ system/ files/ CarlosMunoz-ComposicionUniverso. pdf) - por Carlos Muñoz
• Vídeo sobre la Materia Oscura (http:/ / www. space. com/ php/ video/ player. php?video_id=150407Dark_matter)
• Visibilidad/Detectabilidad de la Materia Oscura (3 de enero de 2007) (http:/ / www. space. com/
businesstechnology/ 070103_tw_radiomap. html)
• Encontrado: Gran parte del Universo (http:/ / www. seedmagazine. com/ news/ 2007/ 02/
found_most_of_the_universe. php) - por Phil Plait
• Materia Oscura Caliente (http:/ / astron. berkeley. edu/ ~mwhite/ darkmatter/ hdm. html) - por Martin White
• "Gran parte de nuestro Universo está Desaparecida" (http:/ / video. google. com/
videoplay?docid=-8114580690921328857) - Horizon vídeo
• "Partículas de Materia Oscura: Pruebas, Candidatas y Restricciones" (http:/ / arxiv. org/ abs/ hep-ph/ 0404175) -
por G. Bertone, D. Hooper y J. Silk
• "Búsquedas Experimentales de la Materia Oscura" (http:/ / www. livingreviews. org/ lrr-2002-4) - por Timothy J.
Sumner
• "La materia oscura salió del frío" (http:/ / news. bbc. co. uk/ 1/ hi/ sci/ tech/ 4679220. stm) - BBC News 5 de
febrero de 2005
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Observatorio_de_rayos_X_Chandra
http://chandra.harvard.edu/photo/2003/abell2029/
http://chandra.harvard.edu/photo/2003/abell2029/
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=11_de_junio
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=2003
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=NASA
http://www.nasa.gov/home/hqnews/2006/aug/HQ_06297_CHANDRA_Dark_Matter.html
http://www.nasa.gov/home/hqnews/2006/aug/HQ_06297_CHANDRA_Dark_Matter.html
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Observatorio_de_rayos_X_Chandra
http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1985ApJ...299..583U
http://adsabs.harvard.edu/abs/1984ApJ...285L..39V
http://adsabs.harvard.edu/abs/1984ApJ...285L..39V
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Digital_object_identifier
http://dx.doi.org/10.1086/184361
http://dx.doi.org/10.1086/184361
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=15_de_mayo
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=1985
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Digital_object_identifier
http://dx.doi.org/10.1086/163168
http://dx.doi.org/10.1086/163168
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=5_de_febrero
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=2006
http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/4679220.stm
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=BBC_News
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Mordehai_Milgrom
http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJL/v571n2/15849/15849.html?erFrom=1716821058617080232Guest
http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJL/v571n2/15849/15849.html?erFrom=1716821058617080232Guest
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=C._Johan_Masreliez
http://redshift.vif.com/JournalFiles/V11NO4PDF/V11N4MA2.pdf
http://redshift.vif.com/JournalFiles/V11NO4PDF/V11N4MA2.pdf
http://www.nasa.gov/home/hqnews/2006/aug/HQ_06297_CHANDRA_Dark_Matter.html
http://www.nasa.gov/home/hqnews/2006/aug/HQ_06297_CHANDRA_Dark_Matter.html
http://arxiv.org/abs/astro-ph/0609125
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Arxiv
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Arxiv
http://arxiv.org/abs/astro-ph/0608675
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Digital_object_identifier
http://dx.doi.org/10.1103/PhysRevD.70.124028
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=ArXiv
http://arxiv.org/abs/hep-th/0410117
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Chaos%2C_solitons_and_fractals
http://arxiv.org/abs/astro-ph/0310036
http://people.roma2.infn.it/~dama/web/home.html
http://projects.ift.uam.es/multidark/index.php
http://projects.ift.uam.es/multidark/index.php
http://www.ift.uam.es/es/system/files/CarlosMunoz-ComposicionUniverso.pdf
http://www.ift.uam.es/es/system/files/CarlosMunoz-ComposicionUniverso.pdf
http://www.space.com/php/video/player.php?video_id=150407Dark_matter
http://www.space.com/businesstechnology/070103_tw_radiomap.html
http://www.space.com/businesstechnology/070103_tw_radiomap.html
http://www.seedmagazine.com/news/2007/02/found_most_of_the_universe.php
http://www.seedmagazine.com/news/2007/02/found_most_of_the_universe.php
http://astron.berkeley.edu/~mwhite/darkmatter/hdm.html
http://video.google.com/videoplay?docid=-8114580690921328857
http://video.google.com/videoplay?docid=-8114580690921328857
http://arxiv.org/abs/hep-ph/0404175
http://www.livingreviews.org/lrr-2002-4
http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/4679220.stm
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=BBC_News
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=5_de_febrero
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=5_de_febrero
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=2005
Materia oscura 14
� "Los astrónomos encuentran la Galaxia sin Estrellas" (http:/ / news. bbc. co. uk/ 1/ hi/ wales/ south_east/
4288633. stm) - BBC News 23 de febrero de 2005
• "Al Principio" (http:/ / www. economist. com/ science/ displaystory. cfm?story_id=3556105) - The Economist 13
de enero de 2005
• Las galaxias elípticas también tienen halo de materia oscura (http:/ / www. physorg. com/ news6850. html)
• Artículos recientes sobre materia oscura en arXiv.org (http:/ / xxx. lanl. gov/ find/ grp_physics/ 1/ abs:+ AND+
Dark+ Matter/ 0/ 1/ 0/ past,2005/ 0/ 1)
• Entrevista radiofónica a Carlos Muñoz acerca de qué está hecho el Universo (http:/ / www. ift. uam. es/ es/
system/ files/ CarlosMunoz-OndaMurciaUniverso.mp3) Onda Regional de Murcia
• NASA Encuentra Pruebas Directas de Materia Oscura (imágenes) (http:/ / chandra. harvard. edu/ photo/ 2006/
1e0657/ ), (texto) (http:/ / www. nasa. gov/ home/ hqnews/ 2006/ aug/ HQ_06297_CHANDRA_Dark_Matter.
html)
• Artículo sobre Pruebas Directas de Materia Oscura (http:/ / chandra. harvard. edu/ photo/ 2006/ 1e0657/ media/
paper. pdf)
• Noticias y Vídeos de Mapas 3D Map de andamios de MAteria Oscura de la ESA/Hubble (http:/ / www.
spacetelescope. org/ images/ html/ heic0701a. html)
• La materia oscura existe (http:/ / www. cnn. com/ 2006/ TECH/ space/ 08/ 21/ dark. matter/ index. html)
CNN.com
• Artículos de introducción a la materia oscura (http:/ / www. darkmatterphysics. com)
• Parodia del Avance de Noticias sobre la Verdadera Naturaleza de la Materia Oscura (http:/ / www. avantnews.
com/ news/ 200269-dark-matter-mostly-socks-keys-ballpoints)
• "El equipo encuentra 'pruebas' de la materia oscura" (http:/ / news. bbc. co. uk/ 2/ hi/ science/ nature/ 5272226.
stm) Paul Rincón (2006) BBC online. Primera prueba directa de la materia oscura
• La Materia Oscura Existe (http:/ / cosmicvariance. com/ 2006/ 08/ 21/ dark-matter-exists/ ) por Sean M. Carroll.
• Problemas de la Masa Desaparecida de la Cosmología (http:/ / www. datasync. com/ ~rsf1/ missmass. htm) por
Robert Fritzius
• Un gran hallazgo en la caza de la escurridiza materia oscura (http:/ / www. csmonitor. com/ 2007/ 0516/
p02s01-stss. html)
• Viendo lo invisible (http:/ / www. seedmagazine. com/ news/ 2007/ 08/ seeing_the_unseeable_1. php)
(SeedMagazine.com)
• ¿Estrellas negras en el principio de los tiempos? (http:/ / www. astroseti. org/
noticia_3065_estrellas_negras_principio_los_tiempos. htm)
• Los secretos de la materia oscura. Parte 1 (http:/ / www. astroseti. org/
noticia_3050_los_secretos_materia_oscura_parte_1. htm) y parte 2 (http:/ / www. astroseti. org/
noticia_3069_los_secretos_materia_oscura_parte_2. htm), parte 3 (http:/ / www. astroseti. org/
noticia_3087_los_secretos_materia_oscura_parte_3. htm), Parte 4 (http:/ / www. astroseti. org/
noticia_3114_los_secretos_materia_oscura_parte_4. htm), Parte 5 (http:/ / www. astroseti. org/
noticia_3127_los_secretos_materia_oscura_parte_5. htm), Parte 6 (http:/ / www. astroseti. org/
noticia_3147_los_secretos_materia_oscura_parte_6. htm), Parte 7 (http:/ / www. astroseti. org/
noticia_3160_los_secretos_materia_oscura_parte_7. htm), Parte 8 (http:/ / www. astroseti. org/
noticia_3180_los_secretos_materia_oscura_parte_8. htm),
• ¿La Materia Oscura en (Serios) Problemas? Parte I (http:/ / www. astroseti. org/
noticia_2826_la_materia_oscura_serios_problemas_parte_i. htm) Por Jorge A. Vázquez y Gema Hebrero
http://news.bbc.co.uk/1/hi/wales/south_east/4288633.stm
http://news.bbc.co.uk/1/hi/wales/south_east/4288633.stm
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=BBC_News
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=23_de_febrero
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=2005
http://www.economist.com/science/displaystory.cfm?story_id=3556105
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=The_Economist
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=13_de_enero
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=13_de_enero
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=2005
http://www.physorg.com/news6850.html
http://xxx.lanl.gov/find/grp_physics/1/abs:+AND+Dark+Matter/0/1/0/past,2005/0/1
http://xxx.lanl.gov/find/grp_physics/1/abs:+AND+Dark+Matter/0/1/0/past,2005/0/1
http://www.ift.uam.es/es/system/files/CarlosMunoz-OndaMurciaUniverso.mp3
http://www.ift.uam.es/es/system/files/CarlosMunoz-OndaMurciaUniverso.mp3
http://chandra.harvard.edu/photo/2006/1e0657/
http://chandra.harvard.edu/photo/2006/1e0657/
http://www.nasa.gov/home/hqnews/2006/aug/HQ_06297_CHANDRA_Dark_Matter.html
http://www.nasa.gov/home/hqnews/2006/aug/HQ_06297_CHANDRA_Dark_Matter.html
http://chandra.harvard.edu/photo/2006/1e0657/media/paper.pdf
http://chandra.harvard.edu/photo/2006/1e0657/media/paper.pdf
http://www.spacetelescope.org/images/html/heic0701a.html
http://www.spacetelescope.org/images/html/heic0701a.html
http://www.cnn.com/2006/TECH/space/08/21/dark.matter/index.html
http://www.darkmatterphysics.com
http://www.avantnews.com/news/200269-dark-matter-mostly-socks-keys-ballpoints
http://www.avantnews.com/news/200269-dark-matter-mostly-socks-keys-ballpoints
http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/5272226.stm
http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/5272226.stm
http://cosmicvariance.com/2006/08/21/dark-matter-exists/
http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Sean_M._Carroll
http://www.datasync.com/~rsf1/missmass.htm
http://www.csmonitor.com/2007/0516/p02s01-stss.html
http://www.csmonitor.com/2007/0516/p02s01-stss.html
http://www.seedmagazine.com/news/2007/08/seeing_the_unseeable_1.php
http://www.astroseti.org/noticia_3065_estrellas_negras_principio_los_tiempos.htm
http://www.astroseti.org/noticia_3065_estrellas_negras_principio_los_tiempos.htm
http://www.astroseti.org/noticia_3050_los_secretos_materia_oscura_parte_1.htm
http://www.astroseti.org/noticia_3050_los_secretos_materia_oscura_parte_1.htm
http://www.astroseti.org/noticia_3069_los_secretos_materia_oscura_parte_2.htm
http://www.astroseti.org/noticia_3069_los_secretos_materia_oscura_parte_2.htm
http://www.astroseti.org/noticia_3087_los_secretos_materia_oscura_parte_3.htm
http://www.astroseti.org/noticia_3087_los_secretos_materia_oscura_parte_3.htm
http://www.astroseti.org/noticia_3114_los_secretos_materia_oscura_parte_4.htm
http://www.astroseti.org/noticia_3114_los_secretos_materia_oscura_parte_4.htm
http://www.astroseti.org/noticia_3127_los_secretos_materia_oscura_parte_5.htm
http://www.astroseti.org/noticia_3127_los_secretos_materia_oscura_parte_5.htm
http://www.astroseti.org/noticia_3147_los_secretos_materia_oscura_parte_6.htm
http://www.astroseti.org/noticia_3147_los_secretos_materia_oscura_parte_6.htm
http://www.astroseti.org/noticia_3160_los_secretos_materia_oscura_parte_7.htm
http://www.astroseti.org/noticia_3160_los_secretos_materia_oscura_parte_7.htm
http://www.astroseti.org/noticia_3180_los_secretos_materia_oscura_parte_8.htm
http://www.astroseti.org/noticia_3180_los_secretos_materia_oscura_parte_8.htm
http://www.astroseti.org/noticia_2826_la_materia_oscura_serios_problemas_parte_i.htm
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Teoría del Big Bang 15
Teoría del Big Bang
Según la teoría del Big Bang, el Universo se originó en una
singularidad espaciotemporal de densidad infinita matemáticamente
paradójica. El espacio se ha expandido desde entonces, por lo que los
objetos astrofísicos se han alejado unos respecto de los otros.
En cosmología física, la teoría del Big Bang o teoría
de la gran explosión es un modelo científico que trata
de explicar el origen del Universo y su desarrollo
posterior a partir de una singularidad espaciotemporal.
Técnicamente, este modelo se basa en una colección de
soluciones de las ecuaciones de la relatividad general,
llamados modelos de Friedmann- Lemaître - Robertson
- Walker. El término "Big Bang" se utiliza tanto para
referirse específicamente al momento en el que se
inició la expansión observable del Universo
(cuantificada en la ley de Hubble), como en un sentido
más general para referirse al paradigma cosmológico
que explica el origen y la evolución del mismo.
Introducción
Imagen proporcionada por el telescopio Hubble del espacio
lejano, cuando el universo era más caliente y más concentrado
de acuerdo con la teoría del Big Bang.
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). No obstante,
hay que tener en cuenta que en el inicio del Universo ni
hubo explosión ni fue grande, pues en rigor surgió de una
«singularidad» infinitamente