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El Universo y sus astros siempre han ejercido una fascinación que ha cautivado al espíritu humano. Desde tiempos inmemoriales el hombre ha ansiado conocer el origen y la estructura del Universo; hoy, además, desearíamos saber cuál será su destino final. Gracias a las nuevas teorías científicas y al espectacular avance de los instrumentos y las técnicas observacionales en el siglo XX hemos logrado elaborar una cosmovisión capaz de dar respuestas científicas plausibles a estas preguntas. ¿Cuál es la génesis histórica de nuestra actual cosmovisión? ¿Cuáles son sus fundamentos? ¿Qué limitaciones tiene?.
Durante milenios la humanidad creyó que el Universo era eterno, esférico y de un tamaño muy reducido, en comparación con las dimensiones actualmente conocidas. A principios del siglo XX se produjo un cambio cualitativo en el campo de las concepciones cosmológicas. A partir de los trabajos publicados en 1917 Einstein propuso una imagen del Universo que se caracterizaba por ser esférico y estar en equilibrio. Teóricamente la fuerza de atracción gravitacional, después de miles de millones de años de existencia, debería de haber colapsado el Universo. Pero resulta evidente que esto no ha sucedido. Según el físico alemán el Universo no se colapsa porque existe una fuerza de repulsión que contrarresta los efectos de la atracción gravitatoria y hace que permanezca en equilibrio. Einstein denominó a dicha fuerza que equilibraba el Universo: constante cosmológica, y la representó con el término Lambda. El holandés Wilhelm De Sitter, partiendo de los trabajos de Einstein, afirmó que el Universo estaba en expansión y lo hacía de forma espiral. Por su parte, el físico ruso Alexander Friedmann, apoyándose en los estudios de los dos autores citados, sostuvo que el Universo de Einstein no era estable, sino que variaba en el tiempo, ya fuera expandiéndose o contrayéndose, en cualquier caso Lambda era un parámetro inútil.
En 1927 un sacerdote católico belga, Georges Edward Lemaître (1894-1966), partiendo de las teorías de Friedmann, propuso la hipótesis de que las galaxias procediesen de un núcleo inicial que denominó "huevo cósmico" o "átomo primigenio". En efecto, si Friedmann tenía razón y el universo se hallaba en expansión, al recorrer el tiempo a la inversa, es decir, del presente hacia el pasado, deberíamos llegar a un instante en el que t (tiempo) fuera igual a cero (t=0). En ese momento toda la materia del Universo estaría concentrada en un punto del espacio-tiempo denominadosingularidad cósmica o singularidad del Big-bang. En un volumen mínimo, se concentraría toda la masa del Universo, lo que significa que tanto su densidad como su temperatura serían descomunales.
Hasta principios de los años treinta todo esto no era más que pura teoría, no existía ningún indicio experimental que avalara estas hipótesis. Pero fue por esas fechas cuando el astrónomo norteamericano Edwin Hubble (1889-1953) comenzó a publicar los resultados de sus trabajos experimentales llevados a cabo la década anterior. Hubble analizó la luz procedente de las galaxias y llegó a la conclusión de que las que se hallaban más lejos de nosotros sufrían en el espectroscopio un "corrimiento hacia el rojo" más acelerado que las que estaban más cerca. Esto significaba que cuanto más distante de nosotros se hallase una galaxia a mayor velocidad se iba alejando. Por primera vez se tenía una muestra experimental a favor de la expansión del Universo1.
En 1948 George Gamow, Ralph Alpher y Robert Hermann, hicieron pública una reformulación de la teoría de Lemaître, destacando el hecho de que predecían teóricamente la existencia de unaradiación cósmica de fondo (RCF) fruto de la explosión inicial, algo así como el eco de la gran explosión. Pero la teoría del Big-bang, continuaba siendo demasiado hipotética y, además, no lograba resolver serias dificultades, tales como la datación de la antigüedad del Universo cuyos cálculos arrojaban resultados a todas luces imposibles, pues le daban al Universo una edad inferior a la del sistema solar2 ; además, sólo se hallaba una explicación correcta para la formación del hidrógeno y del helio, pero no para la de los restantes elementos químicos por entonces conocidos.
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