Detallar el movimiento de rotación de la Tierra (sobre su propio eje, que cambia continuamente) hasta llegar al milímetro facilitará determinar la velocidad a la que crece el nivel del mar en los océanos, una de las consecuencias más visibles del fenómeno del cambio climático. Este es el ambicioso reto que se han marcado en el horizonte del año 2020 la Unión Astronómica Internacional (IAU en sus siglas en inglés) y la Asociación Internacional de Geodesia (IAG) mediante un proyecto con 36 reconocidos científicos de todo el mundo dirigido por el matemático español José Manuel Ferrándiz, catedrático de la Universidad de Alicante y que en 2003 obtuvo el Premio Descartes de la UE.

Se trata de matemáticos, físicos e ingenieros de Estados Unidos, China, Taiwán, Rusia, Alemania, Francia, Polonia, Bélgica y de España, que aporta seis investigadores de universidades de Alicante, Valladolid y Complutense de Madrid. Ferrándiz (Alicante, 1954) ha explicado que desde 2000 rige para los estudios científicos un modelo sobre la rotación terrestre que «cuadra» hasta que se alcanza la unidad del centímetro aunque ahora se necesita aumentar la precisión para especificar la evolución de determinados fenómenos sobre la corteza terrestre. En el caso del conocido como efecto invernadero en el nivel de los mares, la variación anual es de dos a tres milímetros, lo cual convierte al actual modelo predictivo en poco fiable.

José Manuel Ferrándiz, en la Universidad de Alicante.

Desde el punto de vista científico, el margen de error de un centímetro se cifra en 300 microsegundos de arco en el ángulo imaginario que se formaría entre la superficie de la Tierra y el centro del planeta (teniendo en cuenta que un grado sexagesimal está formado por 3.600.000.000 microsegundos de arco). El objetivo de la IAU e IAG es reducir esta «incertidumbre» hasta menos de 30, equivalente a aproximadamente el milímetro, y para lograr esa precisión diez vez mejorada el grupo de expertos, algunos provenientes de la estadounidense NASA o de grandes observatorios de todo el mundo, han empezado a «repensar» el modelo conceptual vigente para hallar sus imprecisiones y no repetirlas en el futuro. «El movimiento de rotación no es uniforme por multitud de variables a las que está sujeto, entre ellas la fricción de las mareas; los movimientos de las placas tectónicas, que se expanden, encogen o retuercen; y otras fuerzas externas de atracción gravitatoria de la Luna y el Sol, que permiten predecir lo que conocemos como nutaciones», según Ferrándiz.

El grupo fue constituido la pasada primavera por iniciativa de la asamblea general de la IAU celebrada en Pekín en agosto de 2012. Desde entonces ha habido dos reuniones de trabajo en Postdam (Alemania) y París, ambas el pasado septiembre, y las próximas se han fijado en San Francisco (Estados Unidos), a principios de diciembre, y Viena, en mayo de 2014.

El equipo se ha dividido en tres subgrupos de trabajo con las denominaciones Precesión y nutación, Movimiento del polo y Validaciones y soluciones numéricas y, por parte española, además de Ferrándiz, están Juan Francisco Navarro y Alberto Escapa (Univ.Alicante), Juan Getino y María Eugenia Sansaturio (Univ.Valladolid) y Marta Folgueira (Univ.Complutense de Madrid).

La Unión Astronómica Internacional (UAI, en francés Union astronomique internationale o UAI, en inglés International Astronomical Union o IAU) es una agrupación de las diferentes sociedades astronómicas nacionales y constituye el órgano de decisión internacional en el campo de las definiciones de nombres de planetas y otros objetos celestes así como los estándares en astronomia. Fue creada en 1919 a partir de la unión de diferentes organismos como el Bureau International de l'Heure, la Carte du Ciel y la Solar Union. Su primer presidente fue Benjamin Baillaud. Su objetivo es promover y coordinar la cooperación internacional en la astronomía y la elaboración de las reglas de nomenclatura de los diferentes cuerpos celestes. Los grupos de trabajo de la UAI también incluyen El grupo de trabajo para la nomenclatura de sistemas planetarios (WGPSN en inglés), que establece la nomenclatura para cuerpos planetarios y las convenciones de nomenclatura astronómica.. En el año 2015, la UAI tenía 12 450 socios individuales, principalmente profesionales de la astronomia con el grado académico de doctor, y 74 socios nacionales, es decir, países afiliados a la UAI. El 84 % de sus miembros son masculinos y un 16 % de miembros femeninos. La presidenta actual de la UAI es Ewine F. van Dishoeck (2018-2021).

La UAI coordina 37 comisiones y 85 grupos de trabajo sobre diferentes temas astronómicos agrupadas en 12 disciplinas principales.

División I.

Astronomía fundamental.

La astronomía es la ciencia que se ocupa del estudio de los cuerpos celestes del universo, incluidos los planetas y sus satélites, los cometas y meteoroides, las estrellas y la materia interestelar, los sistemas de materia oscura, gas y polvo llamados galaxias y los cúmulos de galaxias; por lo que estudia sus movimientos y los fenómenos ligados a ellos. La astronomía también abarca el estudio de la formación y el desarrollo del Universo en su conjunto mediante la cosmología, y se relaciona con la física mediante la astrofísica, la química mediante la astroquímica y la biología con la astrobiología. Su registro y la investigación de su origen viene a partir de la información que llega de ellos a través de la radiación electromagnética o de cualquier otro medio. La mayoría de la información usada por los astrónomos es recogida por la observación remota, aunque se ha conseguido reproducir, en algunos casos, en laboratorio, la ejecución de fenómenos celestes, como, por ejemplo, la química molecular del medio interestelar.

Es una de las pocas ciencias en las que los aficionados aún pueden desempeñar un papel activo, especialmente en el descubrimiento y seguimiento de fenómenos como curvas de luz de estrellas variables, descubrimiento de asteroides y cometas, etc. La astronomía ha estado ligada al ser humano desde la antigüedad y todas las civilizaciones han tenido contacto con esta ciencia. Personajes como Aristóteles, Tales de Mileto, Anaxágoras, Aristarco de Samos, Hiparco de Nicea, Claudio Ptolomeo, Hipatia de Alejandría, Nicolás Copérnico, Tycho Brahe, Johannes Kepler, Galileo Galilei, Christiaan Huygens o Edmund Halley han sido algunos de sus cultivadores. La metodología científica de este campo empezó a desarrollarse a mediados del siglo XVII. Un factor clave fue la introducción del telescopio por Galileo Galilei, que permitió examinar el cielo de la noche más detalladamente. El tratamiento matemático de la Astronomía comenzó con el desarrollo de la mecánica celeste y con las leyes de gravitación por Isaac Newton, aunque ya había sido puesto en marcha por el trabajo anterior de astrónomos como Johannes Kepler. Hacia el siglo XIX, la Astronomía se había desarrollado como una ciencia formal, con la introducción de instrumentos tales como el espectroscopio y la fotografía, que permitieron la continua mejora de telescopios y la creación de observatorios profesionales.

El telescopio Hubble, en órbita desde el 24 de abril de 1990.

División II.

Sol y heliosfera.

El Sol es una estrella de tipo-G de la secuencia principal y clase de luminosidad V que se encuentra en el centro del sistema solar y constituye la mayor fuente de radiación electromagnética de este sistema planetario. Es una esfera casi perfecta de plasma, con un movimiento convectivo interno que genera un campo magnético a través de un proceso de dinamo. Cerca de tres cuartas partes de la masa del Sol constan de hidrógeno; el resto es principalmente helio, con cantidades mucho más pequeñas de elementos, incluyendo el oxígeno, carbono, neón y hierro. Se formó hace aproximadamente 4600 millones de años a partir del colapso gravitacional de la materia dentro de una región de una gran nube molecular. La mayor parte de esta materia se acumuló en el centro, mientras que el resto se aplanó en un disco en órbita que se convirtió en el sistema solar. La masa central se volvió cada vez más densa y caliente, dando lugar con el tiempo al inicio de la fusión nuclear en su núcleo.

Se cree que casi todas las estrellas se forman por este proceso. El Sol es más o menos de edad intermedia y no ha cambiado drásticamente desde hace más de cuatro mil millones de años, y seguirá siendo bastante estable durante otros cinco mil millones de años más. Sin embargo, después de que la fusión del hidrógeno en su núcleo se haya detenido, el Sol sufrirá cambios importantes y se convertirá en una gigante roja. Se estima que el Sol se volverá lo suficientemente grande como para engullir las órbitas actuales de Mercurio, Venus y posiblemente la Tierra. La heliosfera es la región espacial que se encuentra bajo la influencia del viento solar y su campo magnético, que se compone de iones procedentes de la atmósfera solar y se extiende más allá de la órbita de Plutón. Esto da origen a una burbuja magnética en cuyo interior se encuentran los planetas de nuestro sistema solar. El límite que impone la burbuja se llama heliopausa. La capa que separa a la heliopausa del frente de choque de terminación se llama heliofunda. Habitualmente se ha pensado en la heliosfera como una estructura con forma de cometa; sin embargo, investigaciones realizadas con el instrumento MIMI de la sonda Cassini que complementan a las realizadas por la misión IBEX sugieren que su forma es más parecida a la de una burbuja.

Muy importante serán las contribuciones de las sondas interestelares Voyager 1 y Voyager 2 para comprender el fin de la heliopausa y la composición del espacio exterior a nuestro sistema solar.

División III.

Ciencias planetarias.

También llamadas planetología o astronomía planetaria, son el conjunto de materias interdisciplinares implicadas en el estudio de los planetas, o sistemas planetarios, incluyendo al sistema solar, de cuyos planetas se tienen más datos, por lo que sus modelos son más elaborados, pero también a los planetas extrasolares. Las ciencias planetarias estudian objetos que van desde el tamaño de un meteorito hasta los gigantes de gas del tamaño de varias veces el planeta Júpiter. A grandes rangos las ciencias planetarias estudian la formación de los sistemas planetarios y de sus satélites; se ocupan en particular de estudiar su masa, tamaño, gravedad superficial, velocidad de rotación, achatamiento, estructura interna, densidad, antigüedad de su superficie, erosión, evolución, actividad tectónica, vulcanismo, campo magnético, auroras, interacción de la magnetosfera con el viento solar, estaciones del planeta y su atmósfera, velocidad de escape y búsqueda de vida entre otros objetivos de estudio.

En cuanto al estudio de la atmósfera se comprende el estudio de su composición, formación, presión superficial, densidad, circulación general, temperaturas, vientos, actividad erosionadora de la atmósfera, transporte de energía, perfiles en altura de temperatura, densidad y presión, entre otras. La planetología es una disciplina de reciente creación. Alimentada por la gran masa de informaciones recogidas en el curso de las exploraciones espaciales, la planetología estudia el origen y la evolución de los planetas de los mecanismos que en el tiempo han modelado sus superficies. Se basa en las ciencias de la Tierra, pero convenientemente generalizadas para incluir las distintas masas, atmósferas, temperaturas, o energía recibida desde el astro central y que es el motor de la máquina planetaria. Naturalmente la astronomía es la ciencia principal pero seguida de una geología planetaria o comparada (astrogeología), la ciencia de las atmósferas planetarias es una generalización de la meteorología y como ciencia básica de soporte de todas las referidas la física, cuyas leyes son universales y por tanto aplicable a los distintos planetas. Otra disciplina auxiliar es la astrobiología. Los datos a incluir en la teoría de las ciencias planetarias provienen de la astronomía y la exploración espacial además existe un importante componente teórico que utiliza como herramienta la simulación por computadora.

División IV.

Estrellas.

Una estrella (del latín: stella) es un esferoide luminoso de plasma que mantiene su forma gracias a su propia gravedad. La estrella más cercana a la Tierra es el Sol. Otras estrellas son visibles a simple vista desde la Tierra durante la noche, apareciendo como una diversidad de puntos luminosos fijos en el cielo debido a su inmensa distancia de la misma. Históricamente, las estrellas más prominentes fueron agrupadas en constelaciones y asterismos, y las más brillantes fueron denominadas con nombres propios. Los astrónomos han recopilado un extenso catálogo, proporcionando a las estrellas designaciones estandarizadas. Sin embargo, la mayoría de las estrellas en el Universo, incluyendo todas las que están fuera de nuestra galaxia, la Vía Láctea, son invisibles a simple vista desde la Tierra. De hecho, la mayoría son invisibles desde nuestro planeta incluso a través de los telescopios de gran potencia. Durante al menos una parte de su vida, una estrella brilla debido a la fusión termonuclear del hidrógeno en helio en su núcleo, que libera energía la cual atraviesa el interior de la estrella y, después, se irradia hacia el espacio exterior. Casi todos los elementos naturales más pesados que el helio se crean por nucleosíntesis estelar durante la vida de la estrella y, en algunas de ellas, por nucleosíntesis de supernova cuando explotan. Cerca del final de su vida una estrella también puede contener materia degenerada. Los astrónomos pueden determinar la masa, edad, metalicidad (composición química) y muchas otras propiedades de las estrellas mediante la observación de su movimiento a través del espacio, su luminosidad y espectro, respectivamente. La masa total de una estrella es el principal determinante de su evolución y destino final.

Otras características de las estrellas, incluyendo el diámetro y la temperatura, cambian a lo largo de su vida, mientras que el entorno de una estrella afecta a su rotación y movimiento. Una gráfica de dispersión de muchas estrellas que hace referencia a su luminosidad, magnitud absoluta, temperatura superficial y tipo espectral, conocido como el diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), permite determinar la edad y el estado evolutivo de una estrella. La vida de una estrella comienza con el colapso gravitacional de una nebulosa gaseosa de material compuesto principalmente de hidrógeno, junto con helio y trazas de elementos más pesados. Cuando el núcleo estelar es lo suficientemente denso, el hidrógeno comienza a convertirse en helio a través de la fusión nuclear, liberando energía durante el proceso. Los restos del interior de la estrella portan la energía fuera del núcleo a través de una combinación de procesos de transferencia de calor por radiación y convección. La presión interna de la estrella evita que se colapse aún más bajo su propia gravedad. Cuando se agota el combustible de hidrógeno en el núcleo, una estrella con al menos 0,4 veces la masa del Sol se expandirá hasta convertirse en una gigante roja, en algunos casos fusionando elementos más pesados en el núcleo o en sus capas alrededor del núcleo (como el carbono o el oxígeno). Entonces la estrella evoluciona hasta una forma degenerada, expulsando una porción de su materia en el medio interestelar, donde contribuirá a la formación de una nueva generación de estrellas. Mientras tanto, el núcleo se convierte en un remanente estelar: una enana blanca, una estrella de neutrones, o (si es lo suficientemente masiva) un agujero negro.

Los sistema binarios y multiestelares constan de dos o más estrellas que están unidas gravitacionalmente entre sí, y por lo general se mueven en torno a otra en órbitas estables. Cuando dos estrellas poseen una órbita relativamente cercana, su interacción gravitatoria puede tener un impacto significativo en su evolución. Las estrellas unidas gravitacionalmente entre sí pueden formar parte de estructuras mucho más grandes, como cúmulos estelares o galaxias.

División V.

Estrellas variables.

Las estrellas variables son estrellas que vistas desde la Tierra experimentan una variación en su brillo o fluctúan (magnitud aparente) con el transcurso del tiempo. Esta variación puede estar causada por un cambio en la luz emitida o porque algo bloquea la luz parcialmente, por lo que las estrellas variables se clasifican del siguiente modo:

- Variables intrínsecas: cuya luminosidad cambia realmente; por ejemplo, porque la estrella se expande y se contrae periódicamente.

- Variables extrínsecas: cuyos aparentes cambios en el brillo son debidos a cambios en la cantidad de luz que puede llegar a la Tierra; por ejemplo, porque la estrella tiene una compañera en órbita que a veces la eclipsa.

Muchas, y posiblemente la mayor parte de las estrellas, tienen al menos alguna variación en la luminosidad: la emisión de energía de nuestro Sol, por ejemplo, varía en aproximadamente un 0,1% durante un ciclo solar de 11 años.

Un antiguo calendario egipcio de días de la mala y buena suerte compuesto hace 3.200 años puede ser el documento histórico más viejo conservado que indica el descubrimiento de una estrella variable, la binaria eclipsante Algol. De los astrónomos modernos, la primera estrella variable fue identificada en 1638 cuando Johannes Holwarda se percató de que Omicron Ceti (más tarde denominada Mira) pulsaba en un ciclo que duraba 11 meses; la estrella había sido anteriormente descrita como una nova por David Fabricius en 1596. Este descubrimiento, junto con la supernova observada en 1572 y 1604, demostró que el cielo estrellado no era eternamente invariable como Aristóteles y otros antiguos filósofos habían enseñado. De esta manera, el descubrimiento de las estrellas variables contribuyó a la revolución astronómica durante los siglos XVI y principios del siglo XVII. La segunda estrella variable descrita por Geminiano Montanari en 1669 era la variable eclipsante Algol; John Goodricke dio la explicación correcta de su variabilidad en 1784. Chi Cygni fue identificada en 1686 por Gottfried Kirch, después R Hydrae en 1704 por Jean-Dominique Maraldi.

Por 1786 se conocían diez estrellas variables.

John Goodricke descubrió Delta Cephei y Beta Lyrae. Desde 1850 el número de estrellas variables conocidas ha aumentado rápidamente, especialmente después de 1890, cuando se hizo posible identificar las estrellas variables por medio de la fotografía. La última edición del Catálogo General de Estrellas Variables (2008) enumera más de 46.000 estrellas variables en la Vía Láctea, así como 10.000 en otras galaxias y más de 10.000 variables "sospechosas".

Estrella variable irregular supergigante roja, Mu Cephei, la famosa «Estrella Granate».

División VI:

Material interestelar.

Materia que se encuentra en el espacio que hay entre las estrellas. En las galaxias elípticas el medio interestelar es relativamente pobre en gas y polvo, en las espirales la materia interestelar en cambio es abundante y se concentra sobre todo en el disco de las galaxias y en los brazos espirales. Debido a la materia interestelar las estrellas se ven más débiles y enrojecidas, procesos que llamamos extinción interestelar y enrojecimiento interestelar. Existen zonas en las que la materia interestelar se hace evidente, son las nebulosas en las que la densidad de la materia interestelar es tal que se absorbe y esparce la luz de las estrellas de manera muy eficiente hasta el extremo de impedir su paso (nebulosas oscuras). En otras zonas el material interestelar refleja la luz de las estrellas cercanas (nebulosas de reflexión).

Material interestelar expulsado de regiones centrales de una galaxia.

División VII:

La Via Láctea.

La galaxia de la Vía Láctea, o simplemente la Vía Láctea, es una galaxia espiral donde se encuentra el sistema solar y a su vez se encuentra la Tierra. Según las observaciones, posee una masa de 1012 masas solares y es una espiral barrada. Su diámetro medio se estima en unos 200.000 años luz, equivalentes a casi un trillón y medio (2,84×1018) de kilómetros o 18960 millones de unidades astronómicas, según lo anunciado en mayo de 2018 por un equipo de investigadores del Instituto Astrofísico de Canarias y el National Astronomical Observatories de Pekín (NAOC). Se calcula que contiene entre 200.000 y 400.000 millones de estrellas. La distancia desde el Sol hasta el centro de la galaxia es de alrededor de 25.766 años luz (7900 pc), es decir, el 52 % del radio total galáctico. La Vía Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias llamado Grupo Local, y es la segunda más grande y brillante tras la galaxia de Andrómeda, aunque puede ser la más masiva, como muestra un estudio reciente.

El nombre Vía Láctea proviene de la mitología griega y en latín significa camino de leche. Esa es, en efecto, la apariencia de la tenue banda de luz que atraviesa el firmamento terrestre, y así lo afirma la mitología griega, explicando que se trata de leche derramada del pecho de la diosa Hera (Juno para los romanos). Rubens representa la leyenda en su obra El nacimiento de la Vía Láctea. Sin embargo, ya en la Antigua Grecia, el astrónomo Demócrito (460 a. C.-370 a. C.) sugirió que aquel haz blanco en el cielo era en realidad un conglomerado de muchísimas estrellas demasiado tenues individualmente como para ser reconocidas a simple vista. Su idea, no obstante, no tuvo respaldo hasta 1609, cuando el astrónomo italiano Galileo Galilei hace uso del telescopio y constata que Demócrito estaba en lo cierto, ya que a donde quiera que mirase, aquel se encontraba lleno de estrellas.

Centro Galáctico de la Vía Láctea visto desde el Observatorio Paranal

División VIII:

Galaxias y Universo.

Una galaxia es un conjunto de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo cósmico, materia oscura y energía unidos gravitatoriamente en una estructura más o menos definida. La palabra «galaxia» procede de los griegos, los cuales atribuían el origen de la Vía Láctea a las gotas de leche derramadas en el universo por la diosa Hera mientras alimentaba al infante Hercules. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es enorme y varía desde las galaxias enanas, con 107, hasta las galaxias gigantes, con 1014 estrellas. Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples. Históricamente, las galaxias se han clasificado de acuerdo a su forma aparente (morfología visual). Una forma común es la 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. Las galaxias inusuales se llaman galaxias irregulares y son, normalmente, 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.

Según estudios publicados en 2016, se estima que existen al menos 2 billones (2 millones de millones) de galaxias en el universo observable, esto es, diez veces más de lo que se creía anteriormente. La mayoría de las galaxias tienen un diámetro entre cien y cien mil parsecs y están usualmente separadas por distancias del orden de un millón de parsecs. El espacio intergaláctico está compuesto por un tenue gas cuya densidad media no supera un átomo por metro cúbico. Muchas de las galaxias están dispuestas en una jerarquía de agregados, llamados cúmulos, que a su vez pueden formar agregados más grandes, llamados supercúmulos. Estas estructuras mayores están dispuestas en hojas o en filamentos rodeados de inmensas zonas de vacío en el universo. Se especula que la materia oscura constituye el 90 % de la masa en la mayoría de las galaxias. Sin embargo, la naturaleza de este componente no está demostrada, y de momento aparece solo como un recurso teórico para sustentar la estabilidad observada en las galaxias. La materia oscura fue propuesta inicialmente en 1933 por el astrónomo suizo Fritz Zwicky, pues la rotación observada en las galaxias indicaba la presencia de una gran cantidad de materia que no emitía luz. Sin embargo, existen muchas otras galaxias además de la nuestra. Las estimaciones en torno a su número rondan los 2 billones solamente en el universo observable. El Telescopio Espacial Hubble observó una pequeña porción del espacio durante 12 días y descubrió 10.000 galaxias, de todo los tamaños, formas y colores. A veces las galaxias se acercan demasiado y chocan entre sí. La Vía Láctea algún día colisionará con Andrómeda, su vecino galáctico más cercano. La Colisión Vía Láctea-Andrómeda tendrá lugar dentro de cinco mil millones de años, dando lugar a una galaxia que probablemente será de tipo espiral llamada Lactómeda. Las galaxias son tan grandes y están tan expandidas en los extremos que, aunque se choquen entre sí, los planetas y los sistemas solares a menudo no llegan a colisionar.

NGC 4414, una típica galaxia espiral en la constelación Coma Berenices, cuyo diámetro es aproximadamente 19 000 parsec y a una distancia aproximada de 20 millones de parsec.

El universo es la totalidad del espacio y del tiempo, de todas las formas de la materia, la energía, el impulso, las leyes y constantes físicas que las gobiernan. Sin embargo, el término también se utiliza en sentidos contextuales ligeramente diferentes y alude a conceptos como cosmos, mundo o naturaleza. Su estudio, en las mayores escalas, es el objeto de la cosmología, disciplina basada en la astronomía y la física, en la cual se describen todos los aspectos de este universo con sus fenómenos. La ciencia modeliza el universo como un sistema cerrado que contiene energía y materia adscritas al espacio-tiempo y que se rige fundamentalmente por principios causales. Basándose en observaciones del universo observable, los físicos intentan describir el continuo espacio-tiempo en el que nos encontramos, junto con toda la materia y energía existentes en él. Los experimentos sugieren que el universo se ha regido por las mismas leyes físicas, constantes a lo largo de su extensión e historia. Es homogéneo e isotrópico. La fuerza dominante en distancias cósmicas es la gravedad, y la relatividad general es actualmente la teoría más exacta para describirla. Las otras tres fuerzas fundamentales, y las partículas en las que actúan, son descritas por el modelo estándar. El universo tiene por lo menos tres dimensiones de espacio y una de tiempo, aunque experimentalmente no se pueden descartar dimensiones adicionales. El espacio-tiempo parece estar conectado de forma sencilla, y el espacio tiene una curvatura media muy pequeña o incluso nula, de manera que la geometría euclidiana es, como norma general, exacta en todo el universo.

La teoría actualmente más aceptada sobre la formación del universo, fue teorizada por el canónigo belga Lemaître, a partir de las ecuaciones de Albert Einstein. Lemaitre concluyó (en oposición a lo que pensaba Einstein), que el universo no era estacionario, que el universo tenía un origen. Es el modelo del Big Bang, que describe la expansión del espacio-tiempo a partir de una singularidad espaciotemporal. El universo experimentó un rápido periodo de inflación cósmica que arrasó todas las irregularidades iniciales. A partir de entonces el universo se expandió y se convirtió en estable, más frío y menos denso. Las variaciones menores en la distribución de la masa dieron como resultado la segregación fractal en porciones, que se encuentran en el universo actual como cúmulos de galaxias. Las observaciones astronómicas indican que el universo tiene una edad de 13.799±21 millones de años (entre 13.778 y 13.820 millones de años con un intervalo de confianza del 68%) y por lo menos 93 .000 millones de años luz de extensión. Debido a que, según la teoría de la relatividad especial, la materia no puede moverse a una velocidad superior a la velocidad de la luz, puede parecer paradójico que dos objetos del universo puedan haberse separado 93.000 millones de años luz en un tiempo de únicamente 13.000 millones de años; sin embargo, esta separación no entra en conflicto con la teoría de la relatividad general, ya que esta solo afecta al movimiento en el espacio, pero no al espacio mismo, que puede extenderse a un ritmo superior, no limitado por la velocidad de la luz. Por lo tanto, dos galaxias pueden separarse una de la otra más rápidamente que la velocidad de la luz si es el espacio entre ellas el que se dilata.

Observaciones recientes han demostrado que esta expansión se está acelerando, y que la mayor parte de la materia y la energía en el universo son las denominadas materia oscura y energía oscura, la materia ordinaria (bariónica), solo representaría algo más del 5 % del total.3? Las mediciones sobre la distribución espacial y el desplazamiento hacia el rojo (redshift) de galaxias distantes, la radiación cósmica de fondo de microondas, y los porcentajes relativos de los elementos químicos más ligeros, apoyan la teoría de la expansión del espacio, y más en general, la teoría del Big Bang, que propone que el universo en sí se creó en un momento específico en el pasado. En cuanto a su destino final, las pruebas actuales parecen apoyar las teorías de la expansión permanente del universo (Big Freeze o Big Rip, Gran Desgarro), que nos indica que la expansión misma del espacio, provocará que llegará un punto en que los átomos mismos se separarán en partículas subatómicas. Otros futuros posibles que se barajaron, especulaban que la materia oscura podría ejercer la fuerza de gravedad suficiente para detener la expansión y hacer que toda la materia se comprima nuevamente; algo a lo que los científicos denominan el Big Crunch o la Gran Implosión, pero las últimas observaciones van en la dirección del gran desgarro.

La imagen de luz visible más profunda del cosmos, el Campo Ultra Profundo del Hubble.

División IX:

Espectroscopia.

La espectroscopia o espectroscopía es el estudio de la interacción entre la radiación electromagnética y la materia, con absorción o emisión de energía radiante. Tiene aplicaciones en astronomía, física, química y biología, entre otras disciplinas científicas. El análisis espectral se basa en detectar la absorción o emisión de radiación electromagnética a ciertas longitudes de onda, en relación con los niveles de energía implicados en una transición cuántica. Existen tres casos de interacción con la materia:

- choque elástico: existe solo un cambio en el impulso de los fotones (por ejemplo, los rayos X, la difracción de electrones y la difracción de neutrones).

- choque inelástico: por ejemplo, la espectroscopia Raman.

- absorción o emisión resonante de fotones.

Espectro de luz de una llama de alcohol.

División X:

Radioastronomía.

La radioastronomía es la rama de la astronomía que estudia los objetos celestes y los fenómenos astrofísicos midiendo su emisión de radiación electromagnética en la región de radio del espectro. Las ondas de radio tienen una longitud de onda mayor que la de la luz visible. En la radioastronomía, para poder recibir buenas señales, se deben utilizar grandes antenas, o grupos de antenas más pequeñas trabajando en paralelo. La mayoría de los radiotelescopios utilizan una antena parabólica para amplificar las ondas, y así obtener una buena lectura de estas. Esto permite a los astrónomos observar el espectro de radio de una región del cielo. La radioastronomía es un área relativamente nueva de la investigación astronómica, que todavía tiene mucho por descubrir. En la actualidad, existen gigantescos radiotelescopios, permitiendo observaciones de una resolución imposible en otras longitudes de onda. Entre los problemas que la radioastronomía ayuda a estudiar, se encuentran la formación estelar, las galaxias activas, la cosmología, etc.

El complejo de comunicaciones Goldstone Deep Space que integra la Deep Space Network de la NASA (DSN) se utiliza, entre otros, para radio astronomía y observaciones de radar del sistema solar y el universo.

División XI:

Física de altas energías y técnicas espaciales.

La física de partículas es la rama de la física que estudia los componentes elementales de la materia y las interacciones entre ellos. Se conoce a esta rama también como física de altas energías, debido a que a muchas de estas partículas solo se les puede ver en grandes colisiones provocadas en los aceleradores de partículas. En la actualidad, las partículas elementales se clasifican siguiendo el llamado modelo estándar en dos grandes grupos: bosones y fermiones. Los bosones tienen espín entero (0, 1 o 2) y son las partículas que interactúan con la materia, mientras que los fermiones tienen espín semientero (1/2 o 3/2) y son las partículas constituyentes de la materia.

En el modelo estándar se explica cómo las interacciones fundamentales en forma de partículas (bosones) interactúan con las partículas de materia (fermiones). Así, el electromagnetismo tiene su partícula llamada fotón, la interacción nuclear fuerte tiene al gluón, la interacción nuclear débil a los bosones W y Z y la gravedad a una partícula hipotética llamada gravitón. Entre los fermiones hay más variedad; se encuentran dos tipos: los leptones y los quarks. En conjunto, el modelo estándar contiene 24 partículas fundamentales que constituyen la materia (12 pares de partículas y sus correspondientes anti-partículas) junto con tres familias de bosones de gauge responsables de transportar las interacciones.

Los principales centros de estudio sobre partículas son el Laboratorio Nacional Fermi o Fermilab, en Estados Unidos y el Centro Europeo para la Investigación Nuclear o CERN, en la frontera entre Suiza y Francia. En estos laboratorios lo que se logra es obtener energías similares a las que se cree que existieron en el Big Bang y así se intenta tener cada vez más pruebas del origen del universo.

El CERN, el lugar en el que se guardan los secretos del Universo.

División XII:

Actividades comunes a todas las divisiones.

Científicos pertenecientes a la Universidad de Columbia en Estados Unidos revelaron el pasado año el por qué una zona del Océano Pacífico conocida como "lengua fría ecuatorial" no se calienta de forma similar como lo hacen el resto de las aguas en el mundo. Según explican los expertos esta zona que se extiende desde Perú hasta el Pacífico occidental se ha logrado mantener fría porque los vientos conocidos como "alisios" son los encargados de alejar el agua caliente en la superficie del lugar. Esta particular situación causa que las aguas más frías provenientes desde las profundidades del mar emergen hacia la superficie haciendo que la temperatura en este lugar se mantenga y no sufra aumentos considerables.

El particular fenómeno climático denominado por los expertos como vientos alisios soplan de este a oeste a través del Océano y debido al movimiento de rotación de la Tierra estos logran impulsar las aguas desde el norte hacia el sur del Ecuador, provocando con esto que las aguas frías que están debajo de la superficie emerjan sin problema alguno. Esta zona ha logrado desconcertar y sorprender a toda la comunidad científica ya que los diversos modelos con los cuales cuentan los expertos para entender el clima muestran que estas aguas pertenecientes a la Lengua Fría Ecuatorial ya deberían haber sufrido las consecuencias del calentamiento global.

Los investigadores señalaron que el desajuste entre los cambios observados en la temperatura de ese sector en las últimas décadas y los modelos manejados es bastante sorprendente, enfatizando que de los supuestos 0.8 grados de temperatura que esta zona del mar debería haber aumentado hasta ahora no ha llegado ni a la mitad. Finalmente, los expertos estimaron que estas particulares zonas en el mar tienden a registrar una cantidad de humedad demasiad alta y velocidades de viento demasiado bajas provocando que la temperatura de estas zonas en el mar sea sensible al cambio climático, situación que por fortuna no estaría ocurriendo como teóricamente se creía.

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