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.1 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.2
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.

Índice

 1Porción observable o visible

 2Evolución
o 2.1Teoría sobre el origen y la formación del Universo (Big Bang)
o 2.2Sopa primigenia
o 2.3Protogalaxias
o 2.4Destino final
 2.4.1Big Crunch o la Gran Implosión
 2.4.2Big Rip o Gran Desgarramiento
 3Descripción física
o 3.1Tamaño del universo
o 3.2Forma
o 3.3Color
o 3.4Homogeneidad e isotropía
o 3.5Composición
o 3.6Estructura cuántica
o 3.7Multiversos
o 3.8El universo, ¿una ilusión?
 4Estructuras agregadas del universo
o 4.1Las galaxias
o 4.2Formas de galaxias
 4.2.1Galaxias elípticas
 4.2.2Galaxias lenticulares
 4.2.3Galaxias espirales
 4.2.4Galaxia espiral barrada
 4.2.5Galaxias irregulares
o 4.3La Vía Láctea
o 4.4Las constelaciones
o 4.5Las estrellas
o 4.6Los planetas
o 4.7Los satélites
o 4.8Asteroides y cometas
 5Indicios de un comienzo
 6Otros términos
 7Véase también
 8Referencias
 9Enlaces externos

Porción observable o visible[editar]

Artículo principal: Universo observable

Imagen de las Galaxias Antennae obtenida por el Telescopio espacial Hubble.

Los cosmólogos teóricos y astrofísicos utilizan de manera diferente el término universo,

designando bien el sistema completo o únicamente una parte de él.4 Frecuentemente se utiliza
el término el universo para designar la parte observable del espacio-tiempo o el espacio-
tiempo entero.
Según el convenio de los cosmólogos, el término universo se refiere frecuentemente a la parte
finita del espacio-tiempo que es directamente observable utilizando telescopios, otros
detectores y métodos físicos, teóricos y empíricos para estudiar los componentes básicos del
universo y sus interacciones. Los físicos cosmólogos asumen que la parte observable del
espacio comóvil (también llamado nuestro universo) corresponde a una parte del espacio
entero y normalmente no es el espacio entero.
En el caso del universo observable, este puede ser solo una mínima porción del universo
existente y, por consiguiente, puede ser imposible saber realmente si el universo está siendo
completamente observado. Algunos cosmólogos creen que el universo observable es una
parte extremadamente pequeña del universo «entero» realmente existente y que es imposible
ver todo el espacio comóvil. En la actualidad se desconoce si esto es correcto, ya que de
acuerdo a los estudios de la forma del universo, es posible que el universo observable esté
cerca de tener el mismo tamaño que todo el espacio. La pregunta sigue debatiéndose.56

Evolución[editar]
Teoría sobre el origen y la formación del Universo (Big
Bang)[editar]
Artículo principal: Teoría del Big Bang

El hecho de que el universo esté en expansión se deriva de las observaciones del corrimiento
al rojo realizadas en la década de 1920 y que se cuantifican por la ley de Hubble. Dichas
observaciones son la predicción experimental del modelo de Friedmann-Robertson-Walker,
que es una solución de las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, que
predicen el inicio del universo mediante un big bang.
El "corrimiento al rojo" es un fenómeno observado por los astrónomos, que muestra una
relación directa entre la distancia de un objeto remoto (como una galaxia) y la velocidad con la
que este se aleja. Si esta expansión ha sido continua a lo largo de la vida del universo,
entonces en el pasado estos objetos distantes que siguen alejándose tuvieron que estar una
vez juntos. Esta idea da pie a la teoría del Big Bang; el modelo dominante en la cosmología
actual.
Durante la era más temprana del Big Bang, se cree que el universo era un caliente y
denso plasma. Según avanzó la expansión, la temperatura decreció hasta el punto en que se
pudieron formar los átomos. En aquella época, la energía de fondo se desacopló de la materia
y fue libre de viajar a través del espacio. La energía remanente continuó enfriándose al
expandirse el universo y hoy forma el fondo cósmico de microondas. Esta radiación de fondo
es remarcablemente uniforme en todas direcciones, circunstancia que los cosmólogos han
intentado explicar como reflejo de un periodo temprano de inflación cósmica después del Big
Bang.
El examen de las pequeñas variaciones en el fondo de radiación de microondas proporciona
información sobre la naturaleza del universo, incluyendo la edad y composición. La edad del
universo desde el Big Bang, de acuerdo a la información actual proporcionada por
el WMAP de la NASA, se estima en unos 13.700 millones de años, con un margen de error de
un 1 % (137 millones de años). Otros métodos de estimación ofrecen diferentes rangos de
edad, desde 11 000 millones a 20 000 millones.

Sopa primigenia[editar]
Hasta hace poco, la primera centésima de segundo era más bien un misterio, impidiendo a los
científicos describir exactamente cómo era el universo. Los nuevos experimentos en el RHIC,
en el Brookhaven National Laboratory, han proporcionado a los físicos una luz en esta cortina
de alta energía, de tal manera que pueden observar directamente los tipos de comportamiento
que pueden haber tomado lugar en ese instante.7
En estas energías, los quarks que componen los protones y los neutrones no estaban juntos, y
una mezcla densa supercaliente de quarks y gluones, con algunos electrones, era todo lo que
podía existir en los microsegundos anteriores a que se enfriaran lo suficiente para formar el
tipo de partículas de materia que observamos hoy en día.8

Protogalaxias[editar]
Artículo principal: Protogalaxia

Los rápidos avances acerca de lo que pasó después de la existencia de la materia aportan
mucha información sobre la formación de las galaxias. Se cree que las primeras galaxias eran
débiles "galaxias enanas" que emitían tanta radiación que separarían los átomos gaseosos de
sus electrones. Este gas, a su vez, se estaba calentando y expandiendo, y tenía la posibilidad
de obtener la masa necesaria para formar las grandes galaxias que conocemos hoy.910

Destino final[editar]
Artículo principal: Destino final del universo

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

 El Big Crunch (Gran Implosión) que sucederá si el universo tiene una densidad de materia
por encima de la densidad crítica, al punto de que sea capaz de decelerar su expansión
 hasta detenerla y llegar a invertirla. Así la materia recondensaría en una gran implosión
guiada por la gravedad.
 El Big Rip (Gran desgarramiento) que sucederá si eventualmente la densidad está por
debajo de un valor crítico, los cúmulos de galaxias acabarían acercándose y formando
grandes agujeros negros, del tipo que se supone existe en el centro de muchas galaxias.
Esos agujeros negros pueden considerarse como un rasgado o desgarramiento del
espacio-tiempo.
A partir de los años 1990 se comprobó que el universo parece tener una expansión acelerada,
hecho que dentro de la relatividad general solo es explicable acudiendo a un mecanismo de
tipo constante cosmológica. No se conoce si ese hecho puede dar lugar a un tercer tipo de
final.
Big Crunch o la Gran Implosión[editar]
Artículo principal: Big Crunch

Si el universo es suficientemente denso, es posible que la fuerza gravitatoria de toda esa

materia pueda finalmente detener la expansión inicial, de tal manera que el universo volvería a
contraerse, las galaxias empezarían a retroceder, y con el tiempo colisionarían entre sí. La
temperatura se elevaría, y el universo se precipitaría hacia un destino catastrófico en el que
quedaría reducido nuevamente a un punto.
Algunos físicos han especulado que después se formaría otro universo, en cuyo caso se
repetiría el proceso. A esta teoría se la conoce como la teoría del universo oscilante.
Hoy en día esta hipótesis parece incorrecta, pues a la luz de los últimos datos experimentales,
el Universo se está expandiendo cada vez más rápido.
Big Rip o Gran Desgarramiento[editar]
Artículo principal: Big Rip

El Gran Desgarramiento o Teoría de la Eterna Expansión, en inglés Big Rip, es

una hipótesis cosmológica sobre el destino último del universo. Este posible destino final del
universo depende de la cantidad de energía oscura existente en el Universo. Si el universo
contiene suficiente energía oscura, podría acabar en un desgarramiento de toda la materia.
El valor clave es w, la razón entre la presión de la energía oscura y su densidad energética.
A w < -1, el universo acabaría por ser desgarrado. Primero, las galaxias se separarían entre
sí, luego la gravedad sería demasiado débil para mantener integrada cada galaxia.
Los sistemas planetarios perderían su cohesión gravitatoria. En los últimos minutos, se
desbaratarán estrellas y planetas, y los átomos serán destruidos.
Los autores de esta hipótesis calculan que el fin del tiempo ocurriría aproximadamente
3,5×1010 años después del Big Bang, es decir, dentro de 2,0×1010 años.
Una modificación de esta teoría denominada Big Freeze, aunque poco
aceptada,[cita requerida] afirma que el universo continuaría su expansión sin provocar un Big Rip.

Descripción física[editar]
Tamaño del universo[editar]
Artículo principal: Universo observable

Muy poco se conoce con certeza sobre el tamaño del universo. Puede tener una longitud de
billones de años luz o incluso tener un tamaño infinito.11 Un artículo de 200312 dice establecer
una cota inferior de 24 gigaparsecs (78 000 millones de años luz) para el tamaño del universo,
pero no hay ninguna razón para creer que esta cota está de alguna manera muy
ajustada (Véase forma del Universo).
El universo observable (o visible), que consiste en toda la materia y energía que podía
habernos afectado desde el Big Bang dada la limitación de la velocidad de la luz, es
ciertamente finito. La distancia comóvil al extremo del universo visible ronda los 46.500
millones de años luz en todas las direcciones desde la Tierra. Así, el universo visible se puede
considerar como una esfera perfecta con la Tierra en el centro, y un diámetro de unos 93 000
millones de años luz.13 Hay que notar que muchas fuentes han publicado una amplia variedad
de cifras incorrectas para el tamaño del universo visible: desde 13 700 hasta 180 000 millones
de años luz. (Véase universo observable).
En el Universo las distancias que separan los astros son tan grandes que, si las quisiéramos
expresar en metros, tendríamos que utilizar cifras muy grandes. Debido a ello, se utiliza como
unidad de longitud el año luz, que corresponde a la distancia que recorre la luz en un año.
Anteriormente, el modelo de universo más comúnmente aceptado era el propuesto por Albert
Einstein en su Relatividad General, en la que propone un universo "finito pero ilimitado", es
decir, que a pesar de tener un volumen medible no tiene límites, de forma análoga a la
superficie de una esfera, que es medible pero ilimitada. Esto era propio de un universo
esférico. Hoy, gracias a las últimas observaciones realizadas por el WMAP de la NASA, se
sabe que tiene forma plana. Aunque no se descarta un posible universo plano cerrado sobre sí
mismo. Estas observaciones sugieren que el universo es infinito.

Forma[editar]
Artículos principales: Forma del Universo y Estructura a gran escala del universo.

Universum, Grabado Flammarion, xilografía, publicada en París 1888.

Una pregunta importante abierta en cosmología es la forma del universo. Matemáticamente,

¿qué 3-variedad representa mejor la parte espacial del universo?
Si el universo es espacialmente plano, se desconoce si las reglas de la geometría
Euclidiana serán válidas a mayor escala. Actualmente muchos cosmólogos creen que el
Universo observable está muy cerca de ser espacialmente plano, con arrugas locales donde
los objetos masivos distorsionan el espacio-tiempo, de la misma forma que la superficie de un
lago es casi plana. Esta opinión fue reforzada por los últimos datos del WMAP, mirando hacia
las "oscilaciones acústicas" de las variaciones de temperatura en la radiación de fondo de
microondas.14
Por otra parte, se desconoce si el universo es conexo. El universo no tiene cotas espaciales
de acuerdo al modelo estándar del Big Bang, pero sin embargo debe ser espacialmente finito
(compacto). Esto se puede comprender utilizando una analogía en dos dimensiones: la
superficie de una esfera no tiene límite, pero no tiene un área infinita. Es una superficie de dos
dimensiones con curvatura constante en una tercera dimensión. La 3-esfera es un equivalente
en tres dimensiones en el que las tres dimensiones están constantemente curvadas en una
cuarta.
Si el universo fuese compacto y sin cotas, sería posible, después de viajar una distancia
suficiente, volver al punto de partida. Así, la luz de las estrellas y galaxias podría pasar a
través del universo observable más de una vez. Si el universo fuese múltiplemente conexo y
suficientemente pequeño (y de un tamaño apropiado, tal vez complejo) entonces posiblemente
se podría ver una o varias veces alrededor de él en alguna (o todas) direcciones. Aunque esta
posibilidad no ha sido descartada, los resultados de las últimas investigaciones de la radiación
de fondo de microondas hacen que esto parezca improbable.

Color[editar]
Café con leche cósmico, el color del universo.

Históricamente se ha creído que el Universo es de color negro, pues es lo que observamos al

momento de mirar al cielo en las noches despejadas. En 2002, sin embargo, los
astrónomos Karl Glazebrook e Ivan Baldry afirmaron en un artículo científico que el universo
en realidad es de un color que decidieron llamar café con leche cósmico.1516 Este estudio se
basó en la medición del rango espectral de la luz proveniente de un gran volumen del
Universo, sintetizando la información aportada por un total de más de 200.000 galaxias.

Homogeneidad e isotropía[editar]

Fluctuaciones en la radiación de fondo de microondas, Imagen NASA/WMAP.

Mientras que la estructura está considerablemente fractalizada a nivel local (ordenada en una
jerarquía de racimo), en los órdenes más altos de distancia el universo es muy homogéneo. A
estas escalas la densidad del universo es muy uniforme, y no hay una dirección preferida o
significativamente asimétrica en el universo. Esta homogeneidad e isotropía es un requisito de
la Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker empleada en los modelos cosmológicos
modernos.17
La cuestión de la anisotropía en el universo primigenio fue significativamente contestada por
el WMAP, que buscó fluctuaciones en la intensidad del fondo de microondas.18 Las medidas
de esta anisotropía han proporcionado información útil y restricciones sobre la evolución del
Universo.
Hasta el límite de la potencia de observación de los instrumentos astronómicos, los objetos
irradian y absorben la energía de acuerdo a las mismas leyes físicas a como lo hacen en
nuestra propia galaxia.19 Basándose en esto, se cree que las mismas leyes y constantes
físicas son universalmente aplicables a través de todo el universo observable. No se ha
encontrado ninguna prueba confirmada que muestre que las constantes físicas hayan variado
desde el Big Bang.20

Composición[editar]
El universo observable actual parece tener un espacio-tiempo geométricamente plano,
conteniendo una densidad masa-energía equivalente a 9,9 × 10−30 gramos por centímetro
cúbico. Los constituyentes primarios parecen consistir en un 73 % de energía oscura, 23 %
de materia oscura fría y un 4 % de átomos. Así, la densidad de los átomos equivaldría a un
núcleo de hidrógeno sencillo por cada cuatro metros cúbicos de volumen.21 La naturaleza
exacta de la energía oscura y la materia oscura fría sigue siendo un misterio. Actualmente se
especula con que el neutrino, (una partícula muy abundante en el universo), tenga, aunque
mínima, una masa. De comprobarse este hecho, podría significar que la energía y la materia
oscura no existen.

Nebulosa del Águila

Durante las primeras fases del Big Bang, se cree que se formaron las mismas cantidades de
materia y antimateria. Materia y antimateria deberían eliminarse mutuamente al entrar en
contacto, por lo que la actual existencia de materia (y la ausencia de antimateria) supone una
violación de la simetría CP (Véase Violación CP), por lo que puede ser que las partículas y las
antipartículas no tengan propiedades exactamente iguales o simétricas,22 o puede que
simplemente las leyes físicas que rigen el universo favorezcan la supervivencia de la materia
frente a la antimateria.23En este mismo sentido, también se ha sugerido que quizás la materia
oscura sea la causante de la bariogénesis al interactuar de distinta forma con la materia que
con la antimateria.24
Westerlund 2

Antes de la formación de las primeras estrellas, la composición química del universo consistía
primariamente en hidrógeno (75 % de la masa total), con una suma menor de helio-4 (4He)
(24 % de la masa total) y el resto de otros elementos.25 Una pequeña porción de estos
elementos estaba en la forma del isótopo deuterio (²H), helio-3 (³He) y litio (7Li).26 La materia
interestelar de las galaxias ha sido enriquecida sin cesar por elementos más pesados,
generados por procesos de fusión en las estrellas, y diseminados como resultado de las
explosiones de supernovas, los vientos estelares y la expulsión de la cubierta exterior de
estrellas maduras.27
El Big Bang dejó detrás un flujo de fondo de fotones y neutrinos. La temperatura de la
radiación de fondo ha decrecido sin cesar con la expansión del universo y ahora
fundamentalmente consiste en la energía de microondas equivalente a una temperatura de
2725 K.28 La densidad del fondo de neutrinos actual es de 150 por centímetro cúbico.29
Véase también: Abundancia de los elementos químicos

Estructura cuántica[editar]
Según la física moderna, el Universo es un sistema cuántico aislado, un campo unificado de
ondas que entra en decoherencia al tutor de la observación o medición. En tal virtud, en última
instancia, el entorno del Universo sería no local y no determinista.

Multiversos[editar]
Artículos principales: Multiverso y Universos paralelos.

Los cosmólogos teóricos estudian modelos del conjunto espacio-tiempo que

estén conectados, y buscan modelos que sean consistentes con los modelos físicos
cosmológicos del espacio-tiempo en la escala del universo observable. Sin embargo,
recientemente han tomado fuerza teorías que contemplan la posibilidad de multiversos o
varios universos coexistiendo simultáneamente. Según la recientemente enunciada Teoría de
Multiexplosiones se pretende dar explicación a este aspecto, poniendo en relieve una posible
convivencia de universos en un mismo espacio.30

El universo, ¿una ilusión?[editar]

Científicos del King's College de Londres lograron recrear las condiciones inmediatamente
seguidas al Big Bang a través del conocimiento adquirido durante dos años de la partícula de
Higgs y llegaron a la conclusión de que, posiblemente, el universo colapsó, hasta dejar de
existir casi tan pronto cuando empezó,31 lo que plantea la idea de que todo lo que vemos no
existe y solo es el pasado de los astros.32

Estructuras agregadas del universo[editar]

Las galaxias[editar]
Artículo principal: Galaxia

Imagen de la galaxia espiral M81 tomada por el Hubble.

A gran escala, el universo está formado por galaxias y agrupaciones de galaxias. Las galaxias
son agrupaciones masivas de estrellas, y son las estructuras más grandes en las que se
organiza la materia en el universo. A través del telescopio se manifiestan como manchas
luminosas de diferentes formas. A la hora de clasificarlas, los científicos distinguen entre las
galaxias del Grupo Local, compuesto por las treinta galaxias más cercanas y a las que está
unida gravitacionalmente nuestra galaxia (la Vía Láctea), y todas las demás galaxias, a las
que llaman "galaxias exteriores".
Las galaxias están distribuidas por todo el universo y presentan características muy diversas,
tanto en lo que respecta a su configuración como a su antigüedad. Las más pequeñas
abarcan alrededor de 3000 millones de estrellas, y las galaxias de mayor tamaño pueden
llegar a abarcar más de un billón de astros. Estas últimas pueden tener un diámetro de
170 000 años luz, mientras que las primeras no suelen exceder de los 6000 años luz.
Además de estrellas y sus astros asociados (planetas, asteroides, etc...), las galaxias
contienen también materia interestelar, constituida por polvo y gas en una proporción que
varía entre el 1 y el 10 % de su masa.
Se estima que el universo puede estar constituido por unos 100 000 millones de galaxias,
aunque estas cifras varían en función de los diferentes estudios.

Formas de galaxias[editar]
La creciente potencia de los telescopios, que permite observaciones cada vez más detalladas
de los distintos elementos del universo, ha hecho posible una clasificación de las galaxias por
su forma. Se han establecido así cuatro tipos distintos: galaxias elípticas, espirales, espirales
barradas e irregulares.
Galaxias elípticas[editar]

Galaxia elíptica NGC 1316.

Artículo principal: Galaxia elíptica

En forma de elipse o de esferoide, se caracterizan por carecer de una estructura interna

definida y por presentar muy poca materia interestelar. Se consideran las más antiguas del
universo, ya que sus estrellas son viejas y se encuentran en una fase muy avanzada de su
evolución.
Galaxias lenticulares[editar]
Artículo principal: Galaxia lenticular

Las galaxias de este tipo fueron en su momento galaxias espirales, pero consumieron o
perdieron gran parte de materia interestelar, por lo que hoy carecen de brazos espirales y solo
presenta su núcleo. Aunque a veces existe cierta cantidad de materia interestelar, sobre todo
polvo, que se agrupa en forma de disco alrededor de esta. Estas galaxias constituyen
alrededor del 3 % de las galaxias del universo.
Galaxias espirales[editar]
Artículo principal: Galaxia espiral

Están constituidas por un núcleo central y dos o más brazos en espiral, que parten del núcleo.
Este se halla formado por multitud de estrellas y apenas tiene materia interestelar, mientras
que en los brazos abunda la materia interestelar y hay gran cantidad de estrellas jóvenes, que
son muy brillantes. Alrededor del 75 % de las galaxias del universo son de este tipo.
Galaxia espiral barrada[editar]
Artículo principal: Galaxia espiral barrada

Es un subtipo de galaxia espiral, caracterizados por la presencia de una barra central de la

que típicamente parten dos brazos espirales. Este tipo de galaxias constituyen una fracción
importante del total de galaxias espirales. La Vía Láctea es una galaxia espiral barrada.
Galaxias irregulares[editar]

Galaxia irregular NGC 1427.

Artículo principal: Galaxia irregular

Incluyen una gran diversidad de galaxias, cuyas configuraciones no responden a las tres
formas anteriores, aunque tienen en común algunas características, como la de ser casi todas
pequeñas y contener un gran porcentaje de materia interestelar. Se calcula que son
irregulares alrededor del 5 % de las galaxias del universo.

La Vía Láctea[editar]
Artículo principal: Vía Láctea

La Vía Láctea es nuestra galaxia. Según las observaciones, posee una masa de 1012 masas
solares y es de tipo espiral barrada. Con un diámetro medio de unos 100 000 años luz se
calcula que contiene unos 200 000 millones de estrellas, entre las cuales se encuentra el Sol.
La distancia desde el Sol al centro de la galaxia es de alrededor de 27 700 años luz (8,5 kpc)
A simple vista, se observa como una estela blanquecina de forma elíptica, que se puede
distinguir en las noches despejadas. Lo que no se aprecian son sus brazos espirales, en uno
de los cuales, el llamado brazo de Orión, está situado nuestro sistema solar, y por tanto la
Tierra.
El núcleo central de la galaxia presenta un espesor uniforme en todos sus puntos, salvo en el
centro, donde existe un gran abultamiento con un grosor máximo de 16 000 años luz, siendo
el grosor medio de unos 6000 años luz.

Vía Láctea
Todas las estrellas y la materia interestelar que contiene la Vía Láctea, tanto en el núcleo
central como en los brazos, están situadas dentro de un disco de 100 000 años luz de
diámetro, que gira sobre su eje a una velocidad lineal superior a los 216 km/s.33

Las constelaciones[editar]
Artículo principal: Constelación

Constelación Andrómeda

Tan solo tres galaxias distintas a la nuestra son visibles a simple vista. Tenemos la Galaxia de
Andrómeda, visible desde el Hemisferio Norte; la Gran Nube de Magallanes, y la Pequeña
Nube de Magallanes, en el Hemisferio Sur celeste. El resto de las galaxias no son visibles al
ojo desnudo sin ayuda de instrumentos. Sí que lo son, en cambio, las estrellas que forman
parte de la Vía Láctea. Estas estrellas dibujan a menudo en el cielo figuras reconocibles, que
han recibido diversos nombres en relación con su aspecto. Estos grupos de estrellas de perfil
identificable se conocen con el nombre de constelaciones. La Unión Astronómica
Internacional agrupó oficialmente las estrellas visibles en 88 constelaciones, algunas de ellas
muy extensas, como Hidra o la Osa Mayor, y otras muy pequeñas como Flecha y Triángulo.

Las estrellas[editar]
Artículo principal: Estrella

Son los elementos constitutivos más destacados de las galaxias. Las estrellas son enormes
esferas de gas que brillan debido a sus gigantescas reacciones nucleares. Cuando debido a la
fuerza gravitatoria, la presión y a la temperatura del interior de una estrella que sea
suficientemente intensa, se inicia la fusión nuclear de sus átomos, y comienzan a emitir una
luz roja oscura, que después se mueve hacia el estado superior, que es en el que está nuestro
Sol, para posteriormente, al modificarse las reacciones nucleares interiores, dilatarse y
finalmente enfriarse.
Remanente de la supernova

Al acabarse el hidrógeno, se originan reacciones nucleares de elementos más pesados, más

energéticas, que convierten la estrella en una gigante roja. Con el tiempo, esta se vuelve
inestable, a la vez que lanza hacia el espacio exterior la mayor parte del material estelar. Este
proceso puede durar 100 millones de años, hasta que se agota toda la energía nuclear, y la
estrella se contrae por efecto de la gravedad hasta hacerse pequeña y densa, en la forma de
enana blanca, azul o marrón. Si la estrella inicial es varias veces más masiva que el Sol, su
ciclo puede ser diferente, y en lugar de una gigante, puede convertirse en una supergigante y
acabar su vida con una explosión denominada supernova. Estas estrellas pueden acabar
como estrellas de neutrones. Tamaños aún mayores de estrellas pueden consumir todo su
combustible muy rápidamente, transformándose en una entidad supermasiva llamada agujero
negro.

El centro galáctico visto por los telescopios 2MASS.

Los púlsares son fuentes de ondas de radio que emiten con periodos regulares. La palabra
«púlsar» significa pulsating radio source (fuente de radio pulsante). Se detectan
mediante radiotelescopios y se requieren relojes de extraordinaria precisión para detectar sus
cambios de ritmo. Los estudios indican que un púlsar es una estrella de neutrones pequeña
que gira a gran velocidad. El más conocido está en la Nebulosa del Cangrejo. Su densidad es
tan grande que una muestra de cuásar del tamaño de una bola de bolígrafo tendría una masa
de cerca de 100 000 toneladas. Su campo magnético, muy intenso, se concentra en un
espacio reducido. Esto lo acelera y lo hace emitir gran cantidad de energía en haces de
radiación que aquí recibimos como ondas de radio.
La palabra «cuásar» es un acrónimo de quasi stellar radio source (fuentes de radio casi
estelares). Se identificaron en la década de 1950. Más tarde se vio que mostraban un
desplazamiento al rojo más grande que cualquier otro objeto conocido. La causa era el Efecto
Doppler, que mueve el espectro hacia el rojo cuando los objetos se alejan. El primer cuásar
estudiado, denominado 3C 273, está a 1500 millones de años luz de la Tierra. A partir de 1980
se han identificado miles de cuásares, algunos alejándose de nosotros a velocidades del 90 %
de la de la luz.
Se han descubierto cuásares a 12 000 millones de años luz de la Tierra; prácticamente la
edad del universo. A pesar de las enormes distancias, la energía que llega en algunos casos
es muy grande, equivalente a la recibida desde miles de galaxias: como ejemplo,
el s50014+81 es unas 60 000 veces más brillante que toda la Vía Láctea.

Los planetas[editar]
Artículo principal: Planeta

Los planetas son cuerpos que giran en torno a una estrella y que, según la definición de
la Unión Astronómica Internacional, deben cumplir además la condición de haber limpiado su
órbita de otros cuerpos rocosos importantes, y de tener suficiente masa como para que su
fuerza de gravedad genere un cuerpo esférico. En el caso de cuerpos que orbitan alrededor
de una estrella que no cumplan estas características, se habla de planetas
enanos, planetesimales, o asteroides. En nuestro Sistema Solar hay 8
planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, considerándose
desde 2006 a Plutón como un planeta enano. A finales de 2009, fuera de nuestro sistema
solar se habían detectado más de 400 planetas extrasolares, pero los avances tecnológicos
están permitiendo que este número crezca a buen ritmo.

Los satélites[editar]
Artículo principal: Satélite natural

Los satélites naturales son astros que giran alrededor de los planetas. El único satélite natural
de la Tierra es la Luna, que es también el satélite más cercano al sol. A continuación se
enumeran los principales satélites de los planetas del sistema solar (se incluye en el listado
a Plutón, considerado por la UAI como un planeta enano).

 Tierra: 1 satélite → Luna

 Marte: 2 satélites → Fobos, Deimos
 Júpiter: 63 satélites
→ Metis, Adrastea, Amaltea, Tebe, Ío, Europa, Ganimedes, Calisto, Leda, Himalia, Lisitea,
Elara, Ananké, Carmé, Pasífae, Sinope...
 Saturno: 59 satélites
→ Pan, Atlas, Prometeo, Pandora, Epimeteo, Jano, Mimas, Encélado, Tetis, Telesto, Calip
so, Dione, Helena, Rea, Titán, Hiperión, Jápeto, Febe...
 Urano: 15 satélites
→ Cordelia, Ofelia, Bianca, Crésida, Desdémona, Julieta, Porcia, Rosalinda, Belinda, Puck
, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, Oberón.
 Neptuno: 8 satélites → Náyade, Talasa, Despina, Galatea, Larisa, Proteo, Tritón, Nereida
 Plutón: 5 satélites → Caronte, Nix, Hidra, Cerbero y Estigia
Asteroides y cometas[editar]
Artículos principales: Asteroide y Cometa.
C/2014 Q2 (Lovejoy)

En aquellas zonas de la órbita de una estrella en las que, por diversos motivos, no se ha
producido la agrupación de la materia inicial en un único cuerpo dominante o planeta,
aparecen los discos de asteroides: objetos rocosos de muy diversos tamaños que orbitan en
grandes cantidades en torno a la estrella, chocando eventualmente entre sí. Cuando las rocas
tienen diámetros inferiores a 50 m se denominan meteoroides. A consecuencia de las
colisiones, algunos asteroides pueden variar sus órbitas, adoptando trayectorias muy
excéntricas que periódicamente les acercan la estrella. Cuando la composición de estas rocas
es rica en agua u otros elementos volátiles, el acercamiento a la estrella y su consecuente
aumento de temperatura origina que parte de su masa se evapore y sea arrastrada por
el viento solar, creando una larga cola de material brillante a medida que la roca se acerca a la
estrella. Estos objetos se denominan cometas. En nuestro sistema solar hay dos grandes
discos de asteroides: uno situado entre las órbitas de Marte y Júpiter, denominado el Cinturón
de asteroides, y otro mucho más tenue y disperso en los límites del sistema solar, a
aproximadamente un año luz de distancia, denominado Nube de Oort.
Mapa del universo observable con los objetos astronómicos notables conocidos en la actualidad. Los
cuerpos celestes aparecen con el tamaño agrandado para poder apreciar su forma.

Indicios de un comienzo[editar]
La teoría general de la relatividad, que fue publicada por Albert Einstein en 1916, implicaba
que el cosmos se hallaba en expansión o en contracción. Pero este concepto era totalmente
opuesto a la noción de un universo estático, aceptada entonces hasta por el propio Einstein.
De ahí que este incluyera en sus cálculos lo que denominó “constante cosmológica”, ajuste
mediante el cual intentaba conciliar su teoría con la idea aceptada de un universo estático e
inmutable. Sin embargo, ciertos descubrimientos que se sucedieron en los años veinte
llevaron a Einstein a decir que el ajuste que había efectuado a su teoría de la relatividad era el
‘mayor error de su vida’. Dichos descubrimientos se realizaron gracias a la instalación de un
enorme telescopio de 254 centímetros en el monte Wilson (California). Las observaciones
formuladas en los años veinte con la ayuda de este instrumento demostraron que el universo
se halla en expansión.
Hasta entonces, los mayores telescopios solo permitían identificar las estrellas de
nuestra galaxia, la Vía Láctea, y aunque se veían borrones luminosos, llamados nebulosas,
por lo general se tomaban por remolinos de gas existentes en nuestra galaxia. Gracias a la
mayor potencia del telescopio del monte Wilson, Edwin Hubble logró distinguir estrellas en
aquellas nebulosas. Finalmente se descubrió que los borrones eran lo mismo que la Vía
Láctea: galaxias. Hoy se cree que hay entre 50 000 y 125 000 millones de galaxias, cada una
con cientos de miles de millones de estrellas.
A finales de los años veinte, Hubble también descubrió que las galaxias se alejan de nosotros,
y que lo hacen más velozmente cuanto más lejos se hallan. Los astrónomos calculan la tasa
de recesión de las galaxias mediante el espectrógrafo, instrumento que mide el espectro de la
luz procedente de los astros. Para ello, dirigen la luz que proviene de estrellas lejanas hacia
un prisma, que la descompone en los colores que la integran.
La luz de un objeto es rojiza (fenómeno llamado corrimiento al rojo) si este se aleja del
observador, y azulada (corrimiento al azul) si se le aproxima. Cabe destacar que, salvo en el
caso de algunas galaxias cercanas, todas las galaxias conocidas tienen líneas espectrales
desplazadas hacia el rojo. De ahí infieren los científicos que el universo se expande de forma
ordenada. La tasa de dicha expansión se determina midiendo el grado de desplazamiento al
rojo. ¿Qué conclusión se ha extraído de la expansión del cosmos? Pues bien, un científico
invitó al público a analizar el proceso a la inversa —como una película de la expansión
proyectada en retroceso— a fin de observar la historia primitiva del universo. Visto así, el
cosmos parecería estar en recesión o contracción, en vez de en expansión y retornaría
finalmente a un único punto de origen.
El físico Stephen Hawking concluyó lo siguiente en su libro Agujeros negros y pequeños
universos (y otros ensayos), editado en 1993: «La ciencia podría afirmar que el universo tenía
que haber conocido un comienzo». Pero hace años, muchos expertos rechazaban que el
universo hubiese tenido principio. El científico Fred Hoyle no aceptaba que el cosmos hubiera
surgido mediante lo que llamó burlonamente a big bang («una gran explosión»). Uno de los
argumentos que esgrimía era que, de haber existido un comienzo tan dinámico, deberían
conservarse residuos de aquel acontecimiento en algún lugar del universo: tendría que
haber radiación fósil, por así decirlo; una leve luminiscencia residual.
El diario The New York Times (8 de marzo de 1998) indicó que hacia 1965 «los
astrónomos Arno Penzias y Robert Wilson descubrieron la omnipresente radiación de fondo: el
destello residual de la explosión primigenia». El artículo añadió: «Todo indicaba que la teoría
[de la gran explosión] había triunfado».
Pero en los años posteriores al hallazgo se formuló esta objeción: Si el modelo de la gran
explosión era correcto, ¿Por qué no se habían detectado leves irregularidades en la radiación?
(La formación de las galaxias habría requerido un universo que contase con zonas más frías y
densas que permitieran la fusión de la materia.) En efecto, los experimentos realizados por
Penzias y Wilson desde la superficie terrestre no revelaban tales irregularidades.
Por esta razón, la NASA lanzó en noviembre de 1989 el satélite COBE (siglas de Explorador
del Fondo Cósmico, en inglés), cuyos descubrimientos se calificaron de cruciales.
“Las ondas que detectó su radiómetro diferencial de microondas correspondían a las
fluctuaciones que dejaron su impronta en el cosmos y que hace miles de millones de años
llevaron a la formación de las galaxias.”

Otros términos[editar]
Diferentes palabras se han utilizado a través de la historia para denotar "todo el espacio",
incluyendo los equivalentes y las variantes en varios lenguajes de "cielos", "cosmos" y
"mundo". El macrocosmos también se ha utilizado para este efecto, aunque está más
específicamente definido como un sistema que refleja a gran escala uno, algunos, o todos
estos componentes del sistema o partes. Similarmente, un microcosmos es un sistema que
refleja a pequeña escala un sistema mucho mayor del que es parte.
Aunque palabras como mundo y sus equivalentes en otros lenguajes casi siempre se refieren
al planeta Tierra, antiguamente se referían a cada cosa que existía (se podía ver). En ese
sentido la utilizaba, por ejemplo, Copérnico. Algunos lenguajes utilizan la palabra "mundo"
como parte de la palabra "espacio exterior". Un ejemplo en alemán lo constituye la palabra
"Weltraum".34

Véase también[editar]
 Portal:Astronomía. Contenido relacionado con Astronomía.
 Portal:Cosmología. Contenido relacionado con Cosmología.

 Anexo:Localización de la Tierra en el Universo

 Ambiplasma
 Astrofísica
 Albert Einstein
 Astronomía
 Big Bang
 Cosmología
 Cosmología física
 Cosmovisión
 Destino último del Universo
 Edad del universo
 Estructura a gran escala del universo
 Expansión del Universo
 Forma del Universo
 Inflación cósmica
 Ley de Hubble
 Métrica de Expansión del Universo
 Friedman-Lemaître-Robertson-Walker
 Microcosmos
 Modelo Lambda-CDM
 Carl Sagan
 Multiverso
 Origen del Universo
 Panspermia
 Principio antrópico
 Principio holográfico
 Teoría del Big Bang
 Teoría del estado estacionario
 Universo fecundo
 Universal (metafísica)
 Universo oscilante
 Universos paralelos
 Universo termodinámico
Referencias[editar]
1. ↑ Cfr. Universal (metafísica)
2. ↑ Lineweaver, Charles; Tamara M. Davis (2005). «Misconceptions about the Big
Bang.»Scientific American. Consultado el 31 de marzo de 2008.
3. ↑ «Primeras imágenes de la materia oscura». Consultado el 20 de diciembre de 2010.
4. ↑ Munitz, Milton K. (1 de abril de 1951). «One Universe or Many?». Journal of the History of
Ideas 12 (2): 231-255. doi:10.2307/2707516.
5. ↑ Luminet, Jean-Pierre; Boudewijn F. Roukema (1999). «Topology of the Universe: Theory and
Observations». Proceedings de la Escuela de Cosmología de Cargese (Córcega) Agosto de
1998. Consultado el 5 de enero de 2007.
6. ↑ Luminet, Jean-Pierre; J. Weeks, A. Riazuelo, R. Lehoucq, J.-P. Uzan (2003). «Dodecahedral
space topology as an explanation for weak wide-angle temperature correlations in the cosmic
microwave background». Nature 425: 593. Consultado el 9 de enero de 2007.
7. ↑ Brookhaven National Laboratory (ed.). «Heavy Ion Collisions». Archivado desde el originalel 8
de abril de 2007.
8. ↑ Thomas Ludlam, Larry McLerran (Octubre de 2003). Physics Today, ed. «What Have We
Learned From the Relativistic Heavy Ion Collider?». Archivado desde el original el 23 de
noviembre de 2006. Consultado el 28 de febrero de 2007.
9. ↑ Ken Tan (15 de enero de 2007). space.com, ed. «New 'Hobbit' Galaxies Discovered Around
Milky Way». Archivado desde el original el 17 de mayo de 2008. Consultado el 1 de marzo de
2007.
10. ↑ The Uppsala Astronomical Observatory (ed.). «Dwarf Spheroidal Galaxies». Consultado el 1
de marzo de 2007.
11. ↑ Brian Greene (2011). The Hidden Reality. Alfred A. Knopf.
12. ↑ Neil J. Cornish, David N. Spergel, Glenn D. Starkman y Eiichiro Komatsu, Constraining the
Topology of the Universe.astro-ph/0310233
13. ↑ Lineweaver, Charles; Tamara M. Davis (2005). Scientific American, ed. «Misconceptions
about the Big Bang» (en inglés). Consultado el 5 de marzo de 2007.
14. ↑ «WMAP produces new results» (en inglés).
15. ↑ Baldry, Ivan K.; Glazebrook, Karl (2002), «The 2dF Galaxy Redshift Survey: Constraints on
Cosmic Star Formation History from the Cosmic Spectrum», The Astrophysical Journal (The
American Astronomical Society, publicado el 20 de abril 2002) 569: 582–594, doi:10.1086/339477
16. ↑ Associated Press (28 de agosto de 2008). «Universe: Beige, not Turquoise». Wired.com.
Archivado desde el original el 24 de julio de 2008. Consultado el 1 de noviembre de 2009.
17. ↑ N. Mandolesi; P. Calzolari; S. Cortiglioni; F. Delpino; G. Sironi (1986). «Large-scale
homogeneity of the Universe measured by the microwave background». Letters to Nature 319:
751-753.
18. ↑ Hinshaw, Gary (2006). NASA WMAP, ed. «New Three Year Results on the Oldest Light in the
Universe». Consultado el 7 de marzo de 2007.
19. ↑ Strobel, Nick (2001). Astronomy Notes, ed. «The Composition of Stars». Consultado el 8 de
marzo de 2007.
20. ↑ Astrophysics (Astronomy Frequently Asked Questions) (ed.). «Have physical constants
changed with time?». Consultado el 8 de marzo de 2007.
21. ↑ Gary Hinshaw (10 de febrero de 2006). NASA WMAP, ed. «What is the Universe Made Of?».
Consultado el 1 de marzo de 2007.
22. ↑ La Antimateria
 Archivado el 22 de diciembre de 2016 en la Wayback Machine.
23. ↑ Difference in direct charge-parity violation between charged and neutral B meson
decays,Nature452, 332-335 (20 de marzo de 2008)
24. ↑ New Theory of the Universe Marries Two of its Biggest Mysteries (31 de enero de 2007) de
Laura Mgrdichian sobre el trabajo de Tom Banks, Sean Echols y Jeff L. Jones, Baryogenesis,
dark matter and the pentagon. J. High Energy Phys. JHEP11 (2006) 046 (en inglés)
25. ↑ Edward L. Wright (12 de septiembre de 2004). UCLA, ed. «Big Bang Nucleosynthesis».
Consultado el 2 de marzo de 2007.
 26. ↑ M. Harwit; M. Spaans (2003). «Chemical Composition of the Early Universe». The
Astrophysical Journal 589 (1): 53-57.
27. ↑ C. Kobulnicky; E. D. Skillman (1997). «Chemical Composition of the Early Universe». Bulletin
of the American Astronomical Society 29: 1329.
28. ↑ Gary Hinshaw (15 de diciembre de 2005). NASA WMAP, ed. «Tests of the Big Bang: The
CMB». Consultado el 2 de marzo de 2007.
29. ↑ Belle Dumé (16 de junio de 2005). Institute of Physics Publishing, ed. «Background neutrinos
join the limelight». Consultado el 2 de marzo de 2007.
30. ↑ Sus modelos son especulativos pero utilizan los métodos de la física de la Royal
Astronomical Society 347. 2004. pp. 921—936. Consultado el 9 de enero de 2007.
31. ↑ Parnell, Brid-Aine. «Higgs Boson Seems To Prove That The Universe Doesn't
Exist». Forbes(en inglés). Consultado el 8 de febrero de 2017.
32. ↑ «Un estudio demuestra que el universo dejó de existir hace 14 mil millones de años». History
Channel. 22 de agosto de 2014. Consultado el 8 de febrero de 2017.
33. ↑ Ross Taylor, Stuart (2000) [1998]. «The place of the solar system in the universe: The extent
of the universe» [Planteamiento de la cuestión: El lugar del sistema solar en el
universo]. Destiny or chance: Our Solar System and its place in the Cosmos [Nuestro sistema
solar y su lugar en el cosmos] (en inglés). Nueva York NY, Estados Unidos: Cambrigde
University Press. p. 19. ISBN 0-521-48178-3. Consultado el 22 de noviembre de 2014.
34. ↑ Albert Einstein (1952). Relativity: The Special and the General Theory (Fifteenth
Edition), ISBN 0-517-88441-0.

Enlaces externos[editar]
 Wikimedia Commons alberga una galería multimedia sobre Universo.
 Wikiquote alberga frases célebres de o sobre Universo.
 Wikcionario tiene definiciones y otra información sobre universo.
 Proyecto Celestia Actividad Educativa "El Universo" dirigida a alumnos de Secundaria,
Bachillerato o aficionados a la astronomía en general.
 Alemañ Berenguer, Rafael Andrés (2001) Tras los Secretos del Universo ISBN 84-95495-08-2.
 Vídeos sobre el Universo: Biblioteca audiovisual sobre el Cosmos.
En inglés:

 El Universo de Stephen Hawking - ¿Por qué el universo es así?

 Richard Powell: Un Atlas del Universo - imágenes en varias escalas, con explicaciones.
 Cosmos - una "revista dimensional ilustrada desde el microcosmos al macrocosmos".
 Edad del universo en Space.com.
 Mi Así-Llamado Universo; argumentos a favor y en contra de universos paralelos e
infinitos.
 Universos paralelos, por Max Tegmark.
 Seti@Home - La Búsqueda de Inteligencia Extraterrestre.
 Universo - Centro de Información Espacial, por Exploreuniverse.com.
 Número de galaxias en el universo.
 Tamaño del universo en Space.com.
 Ilustración comparando los tamaños de los planetas, el sol y otras estrellas.
 Cosmología (P+F).
La teoría heliocéntrica de Aristarco de Samos alcanzó relativo éxito durante el siglo III a.C.
Este hombre griego fue unos de los sabios de Alejandría y uno de los primeros en hablar de
un sistema donde el sol de ubicaba en el centro y los demás planetas, giraban a su alrededor.
Sus trabajos fueron comentados por Arquímedes en un libro llamado "El Arenario".
Contexto en el cual se desarrolló esta teoría: Esta fue una epoca de ilustración. Un avance
fundamental fue el alfabeto. La tradición de la poesía oral alcanzó su mayor expresión casi al
mismo tiempo que la épica escrita atribuida a Omero. Respecto al arte griego, esta fue la epoca
de las grandes vasijas decoradas con sistemáticos dibujos geométricos, el llamado estilo
geométrico. Muchas de estas grandes vasijas se colocaron para señalar la ubicación de las
tumbas.
El siglo III también fue testigo de una creciente conciencia de que las ciudades-estado griegas
estaban unidas por vínculos sanguíneos idiomáticos, culturales y religiosos comunes.
Nada demuestra mejor forma la nueva confianza y éxito económico experimentados en este
periodo. Se fundo una extensa red de colonias desde el oeste del Mediterráneo hasta las costas
orientales del mar Negro. En un principio dichas ciudades servían como lugares de
intercambio.
Con frecuencia, las colonias se ubicaban en lugares en donde los comerciantes podían obtener
beneficios de sus transacciones con pueblos no griegos.
En estos períodos de importantes avances en las culturas griega. En poesía, se hace evidente un
nuevo individualismo en las obras de escritores como Safo. A su vez, la pintura de
vasijas muestra influencias orientales, con motivos de grifos o esfinges. En Asia menor se
inventa la acuñación de monedas en el reino de Liria.
Los griegos se convirtieron en miembros no solo de una comunidad local, la polis, sino de una
cosmopolis, el mundo completamente civilizado y cada vez más helenizados. La guerra era
endémica. Durante un siglo las grandes potencias post-alenjandrinas mantuvieron
un equilibrio a menudo incomodo, pero estable. Atenas, tomadas por los Macedonios durante
la guerra Cremonide(267-262a.C), siguió siendo un centro cultural de importancia, pero
deliberadamente renuncio a cualquier ambición política de envergadura. Los principales punto
de crecimientos fueron las capitales más nuevas: Antioquía, Pérgamo, en algún grado Pela y,
sobre todo Alejandría. En esta cuidad, el Museo, al igual que la biblioteca de Pérgamo,
formaron un centro internacional artístico y de enseñanza superior. Se alcanzaron grandes
progresos en la medicina, astronomía, matemáticas, geografía y en la ciencia. En la epoca del
científico Eratóstenes y el famoso matemático Arquímedes.
La segunda guerra de Roma contra Macedonia(200-198a.C) marco el comienzo de una nueva
era, ya que los gobernantes de todo este Mediterráneo debieron ajustar sus políticas al
creciente poderío de Roma. La provocativa alianza de Filipo V de Macedonia con Aníbal llevo a
la intervención militar de Roma sobre Grecia. Esta finalizo con la paz de Fenicia, un tratado de
coexistencia mutua. Sin embargo la expansión de Filipo, tanto en Grecia como en el Egeo y a lo
largo del Adriáticos, provoco la venganza de los romanos, que infligieron una grave derrota en
la batalla de Cinocefalos. Poco después, el más grande de los monarcas seléucidas, Antico III,
fue igualmente abatido, luego de invalidar Grecia, en la batalla de Magnesia, y desprovista de
sus posesiones en Asia menor en la siguiente paz de Apamea.
2. Teoría Geocéntrica
La estructura del Universo elaborada en el siglo II d.C. por el astrónomo griego Claudio
Tolomeo. La teoría de Tolomeo mantenía que la Tierra está inmóvil y se encuentra en el centro
del Universo; el astro más cercano a la Tierra es la Luna y según nos vamos alejando,
están Mercurio, Venus y el Sol casi en línea recta, seguidos sucesivamente por Marte, Júpiter,
Saturno y las llamadas estrellas inmóviles.
Posteriormente, los astrónomos enriquecieron este sistema con una novena esfera,
cuyo movimiento se supone que lo causa la precesión de los equinoccios. También se añadió
una décima esfera que se pensaba que era la que conducía a los demás cuerpos celestes. Para
explicar los diversos movimientos de los planetas, el sistema de Tolomeo los describía
formando pequeñas órbitas circulares llamadas epiciclos, los centros de los cuales giraban
alrededor de la Tierra en órbitas circulares llamadas deferentes. El movimiento de todas las
esferas se produce de oeste a este.
Tras el declive de la cultura griega clásica, los astrónomos árabes intentaron perfeccionar el
sistema añadiendo nuevos epiciclos para explicar las variaciones imprevistas en los
movimientos y las posiciones de los planetas. No obstante, estos esfuerzos fracasaron en la
solución de muchas incoherencias del sistema de Tolomeo.

Contexto en el cual se desarrolló esta teoría: Cuando murió Agusto, ya había terminado la parte
más importante la expansión del imperio romano. Sin embargo, en el siglo siguiente se
anexaron nuevos territorios. Durante el reinado de Adriano el imperio de redujo y se consolido.
Este periodo se edetaco por la fijación de la frontera y la construcción de notables obras civiles
a lo largo de ellas, como en el famoso Muro Adriano. Estas fronteras se mantuvieron por más
de cien años y este periodo, de los bonadosos emperadores Antoninos, fue considerado,
retrospectivamente, retrospectivamente, como la epoca de oro del mundo romano.
La agricultura era la principal fuente de riqueza del imperio romano, pero el comercio también
fue importante. Los productos agrícolas se comercializaban alrededor del mediterráneo, pues
las grandes ciudades dependían de los alimentos que les llegaban por vía marítima. Las piezas
de cerámica que se han encontrado en el territorio ocupado por el imperio romano y más allá
de sus fronteras dan testimonio de ello. En el centro de Italiase fabricaban utensilios
domésticos que servían para dotar al ejercito romano en Galia y Germanía y se comenzaría más
allá de los limites del imperio´en britania y en el norte de Europa. Pese a la excelente red de
caminos, la mercadería era transportada por mar donde fuese posible, ya que era más fácil que
hacerlo por tierra. Los caminos romanos fueron construidos principalmente para fines
administrativos, para los desplazamientos de tropas y las misiones de funcionarios públicos y,
fueron unos símbolos visibles de su poder. La red vial partía desde roma, el sistema monetario
único, el idioma y el sistema legal para todo el imperio garantizaban el intercambio de bienes y
personas, tanto por la tierra como por mar dese y hacia cualquier lugar, formando una vasta
región casi autónoma y no obstaculizada por fronteras politicas
Roma con una población de aproximadamente un millón de personas, era la ciudad más
importante del imperio tanta en lo política como en lo económico, y a pesar de que la gran
parte de la riqueza fluía hacia el centro, las provincias también prosperaron. La ubicación de las
ciudades refleja una grado de desarrollo de las distintas regiones.
El imperio romano fue bastante tolerante en materia religiosa, mientras las nuevas creencias
no atentaran contra los principios no atentaran contra los principios del estado romano, y
los conflictos que tuvo con religiones extranjeras fueron mas de origen político que espiritual.
El cristianismo se origino en palestina, oficialmente anexada a roma el año 6 d.C, cuando
aquella estaba en ebullición. Por entonces había muchas sectas, algunas espirituales y otras
políticas, que esperaban al mesias al salvador prometido.
3. Teoría Heliocéntrica de Nicolás Copérnico
En 1543 d. C. el astrónomo Nicolás Copérnico publicó un libro llamado "La Revolución de las
Esferas Celestes", donde da a conocer su teoría. Esta determinaba que el sol estaba colocado en
el centro y todos los planetas se ubicaban a su alrededor. También afirmaba que los planetas
tenían movimientos circulares uniformes.
La teoría de Copérnico postulaba un universo geocéntrico en el que la Tierra se
encontraba estática en el centro del mismo, rodeada de esferas que giraban a su alrededor.
Dentro de estas esferas se encontraban (ordenados de dentro hacia afuera): la Luna, Mercurio,
Venus, el Sol, Marte, Júpiter, Saturno y, finalmente, la esfera exterior en la que estaban las
llamadas estrellas fijas. Se pensaba que esta esfera exterior fluctuaba lentamente y producía el
efecto de los equinoccios.
En la antigüedad era difícil de explicar por cosmólogos y filósofos el movimiento
aparentemente retrógrado de Marte, Júpiter y Saturno. En ocasiones, el movimiento de estos
planetas en el cielo parecía detenerse, comenzando a moverse después en sentido contrario.
Para poder explicar este fenómeno, los cosmólogos medievales pensaron que los planetas
giraban en un círculo que llamaban epiciclo, y el centro de cada epiciclo giraba alrededor de la
Tierra, trazando lo que denominaban una trayectoria deferente.
El alemán Johannes Kepler descubrió que las órbitas de los planetas eran elipses observando el
planeta Marte, y comparando estas observaciones con anteriores realizadas por el astrónomo
dinamarqués Ticho Brahe. Este alemán también descubrió las leyes del movimiento planetario.
El italiano Galileo Galilei observó por primera vez, manchas en el sol, cráteres en la luna, los
grandes satélites de Júpiter y los anillos de Saturno, que no llegó a distinguir con precisión. Al
descubrir las fases del planeta Venus, descubrió experimentalmente que éste giraba alrededor
del sol. Este fue el argumento decisivo para confirmar la teoría de Copérnico.
Contexto en el cual se desarrolló esta teoría: La Europa medieval esta fuertemente vinculada a
la guerra, desde las luchas endémicas de los señores feudales hasta la guerra Santa. A pesar de
esto, Europa es capaz de construir una nueva forma de vida, donde la creación artística, esta
íntimamente ligada a su concepción religiosa: el gótico
En las catedrales góticas del siglo XIII, entramos a un nuevo mundo, donde las obras
arquitectónicas de los antiguos no solo se remodelaron, sino que se transfiguraron. Con la
creación de las maravillas góticas de Chantres, colonia o salisbury, Europa medieval estaba
mostrando un nuevo vigor y confianzas, expresados al mismo tiempo en el aumento de las
tierras cultivables, el surtimiento de nuevas ciudades y el extraordinario aumento de la
población. Surgió con una nueva y clara identidad y con la civilización, basada en el
cristianismo occidental, que trascendiendo las barreras nacionales, étnicas y de idiomas,
unificó los territorios y los pueblos en un mundo común que se extendía desde España hasta
Escandinavia y desde Italia a Irlanda.
El estilo gótico se propagó desde la cuenca parisina hacia la mayor parte de Europa occidental,
desde el norte de Italia y España. Sin embargo, el surtimiento de la Europa cristiana no se
debió solo a la fe, sino al extraordinario crecimiento económico de estos siglos. La mayor parte
de la población se concentro en Europa occidental, es decir, en Francia Alemania e Inglaterra,
donde le factor básico se debió a la incorporación de nuevas tierras. Junto al renacimiento de
la economía rural se vino el crecimiento de la ciudad y del comercio. La base de la recuperación
fue el comercio local, sustentado por mejores rendimientos agrícolas y demandas de una
población creciente por servicios de oficios especializados y bienes y materiales de importación.
Estimulados por la evolución del comercio, los pueblos exitosos crecieron hasta convertirse en
ciudades, mientras que los centros antiguos como Colonia disfrutaban de una nueva vida. Los
reyes y los señores intentaron apurar el ritmo al fundar y planificar nuevas localidades o
ciudades en lugares estratégicos.
La recuperación económica de Europa del norte fue el preludio y el motor de uno de los
episodios más curiosos de la edad media: las cruzadas. La fuerzaespiritual del cristianismo,
cautivo la imaginación de la aristocracia guerrera. Esto junto con cierto grado de deseo por
poseer tierras
La recuperación económica de Europa del norte fue el preludio y el motor de uno de los
episodios más curiosos de la edad media, las cruzadas. Fueron el resultado de diversos
impulsos, desde expediciones a ultramar destinadas a reclamar y colonizar la tierra santa o el
resultado de un grave desacuerdo político interno. Con el respaldo del papa, las cruzadas
fueron de hecho sucesivas campañas destinadas a asegurar la legitimidad y expansión del
cristianismo occidental.
Durante la mayor parte de la edad media, Europa occidental fue una sociedad organizada para
la guerra. El orden social-economico se constituyo sobre las demandas de estado de guerra, y
uno de los objetivos principales del estado feudal fue el mantenimiento de una fuerza de
caballeros armados. Teóricamente, en el estado feudal, todas las tierras pertenecían al rey, que
repartía parcelas a los señores como vasallos, a cambio de sus servicios. Estos, a su vez,
entregaban tierras a otros señores, y así sucesivamente. Para formar un ejercito medieval, el rey
llamaba a sus vasallos para que formaran parte del ejercito y reunieran un numero
determinado de caballeros; cumplían con estas propias exigencias llevando a sus propios
vasallos al servicio, los cuales a su vez, llamaban a los suyos y así sucesivamente hasta la
parcela más pequeña de tierra capaz de equipar y mantener a un caballero.
4. Teoría del universo estático y uniforme
Esta teoría fue formulada por Isaac Newton en el siglo XIX. Este matemático inglés planteó las
leyes de gravitación universal. Además, dio explicación a las leyes del movimiento formuladas
por Kepler.
En la primera mitad del siglo XIX el Reino Unido era el país industrial líder del mundo. Sin
embargo, también se encontraba en algunas regiones de Europa continental fábricas modernas,
con máquinas impulsadas por vapor. En el continente, así como en Gran Bretaña, las minas de
carbón eran los centros más importantes de crecimiento industrial. Allí se desarrollaron
las industrias modernas en la primera mitad del siglo XIX.
Contexto en el cual se desarrolló esta teoría: Aunque en ciertos aspectos fundamentales la
revolución industrial siguió en el continente un modelosimilar al de gran bretaña, hubo, no
obstante, diferencias significativas. A principios del siglo XIX, los países continentales
pudieron aprovechar la experiencia inglesa anterior.
En Europa central se eliminaron entre 1815 y 1870 muchas barreras arancelarias que habían
obstaculizado por largo tiempo el progreso económico. Otro factor que estimulo la expansión
económica en el continente fue el avance de las comunicaciones. La navegación por grandes
ríos fue perfeccionada y se redujeron o eliminaron numerosos peajes. Sin embargo fueron los
ferrocarriles los que propulsaron al continente hacia la era industrial.
Una característica de la revolución industrial en el continente fue, la concentración de las
industrias en distritos específicos.
El advenimiento de la industria transformó a la sociedad occidental, en lo denominado
modernización y que implico nuevas formas de vida económicas e institucionales, una
mejor educación y un mejor aparato estatal, pero, por sobre todo, una acelerada urbanización.
No solo las personas comparian ahora la vida urbana; la mayoría de ellas llego a conformar el
nuevo proletariado producido por la industrialización.
Los trabajadores empezaron a unirse en sindicatos y movimientos políticos que aspiraban a
mejorar los salarios y las condiciones de trabajo. En consecuencia emergió una
nueva clase media, dedicada a prestar servicios y administrar la industria.
La educación era más fácil de impartir y más necesaria debido a la demanda de una clase
trabajadora alfabetizada.
El menor costo de los alimentos se logro gracias a la creación de una nueva red de transporte,
rápida y segura, que permitía desplazar cargas pesadas a través de distancias muy largas.
Los primeros automóviles fueron patentados en la década del 1880. Esta revolución del
transporte tuvo muchos efectos, principalmente, la gran demanda por parte de los ricos.
Las artes habían alcanzado un alto nivel en la antigüedad clásica, que después había bajado
durante la edad media, para renacer en la Italia del siglo XIV con artistas como Giotto y
alcanzar su máximo nivel en la obra de Miguel Ángel.
La primera cátedra universitaria de historia del arte fue creada en 1844 en Berlín por Gustav
Friedrich Waagen, viajero infatigable que publicó enormes cantidades de información sobre
obras de arte de colecciones públicas y privadas, sobre todo en Tesoros del arte en Gran
Bretaña (3 volúmenes, 1854). Waagen no fue el único recopilador importante de su época, ya
que vivió en el gran periodo de investigaciones dentro de la historia del arte, cuando se llevaron
a cabo trabajos prodigiosos en el campo de la investigación de archivo y se escribieron
amplísimos catálogos. Entre las grandes empresas de este periodo que sentó las bases para
gran parte del trabajo subsiguiente, se encuentra la serie de 20 volúmenes de El pintor
grabador (1803-1821) de Adam von Bartsch, autoridad austríaca en el campo del grabado; el
sistema de enumeración que se utilizó en este estudio pionero de los pintores grabadores ha
sido adoptado por la mayoría de los expertos en el tema posteriores.
Parte de ese proceso de acumulación de conocimientos fue consecuencia del intento de
establecer, partiendo del estilo, a qué artistas pertenecían algunas obras que no contaban con
la documentación suficiente. Giovanni Morelli (erudito italiano que escribió en alemán) intentó
aplicar una base científica mediante un estudio minucioso del tratamiento de los detalles (tales
como las orejas y uñas de las manos). Su trabajo ejerció una gran influencia y este tipo
de investigación se convirtió en uno de los principales métodos de estudio dentro de la historia
del arte hasta bien entrado el siglo XX.
5. Modelo en expansión
La hipótesis de un universo en fase de expansión surgió como consecuencia natural de
la observación del corrimiento hacia el rojo de las radiaciones galácticas, aunque ciertas
teorías derivadas de las leyes de la relatividad y elaboradas de modo sucesivo por Willem de
Sitter, Hermann Weyl y Alexander Friedmann habían anticipado modelos dinámicos del
universo. Finalmente, en 1928 el belga Georges Lemaitre construyó un modelo en expansión
por medio del cual era posible predecir teóricamente la ley del corrimiento al rojo de Hubble.
Durante la segunda mitad del siglo XX, la mayoría de las escuelas científicas optaron por la
hipótesis de un universo dinámico en actual fase de expansión originado a partir de un estado
de extraordinaria densidad y temperatura que estalló en una explosión, el mencionado big-
bang. El momento de dicha explosión puede fecharse aproximadamente por la edad de los más
antiguos cúmulo de galaxias y proporciona un valor comprendido entre 8.000 y 18.000
millones de años.
Otra teoría expansionista (además de la del big-bang) es la del universo pulsante, y dice que el
universo se expande y se contrae en ciclos de miles de millones de años.
Modelo estacionario
Durante las décadas de 1930 y 1940, la visión de un universo en expansión que verificara las
leyes de la relatividad cobró fuerza por la confirmación empírica de las observaciones de
Hubble. Sin embargo, un segundo método de aproximación que defendía la necesidad de
búsqueda de un modelo de universo previa a la consideración de cualquier
teoría física cristalizó en el postulado de otros sistemas, de los que el más conocido fue el
modelo estacionario, elaborado por Hermann Bondi y Thomas Gold, y desarrollado desde un
punto de vista preponderantemente físico por Fred Hoyle. Este modelo defiende dos ideas
fundamentales: el universo presenta el mismo aspecto para todo observador en cualquier
instante de tiempo, y la dualidad materia-energía se halla en continua creación en cualquier
región del mismo, lo que niega la existencia de un origen y una tendencia evolutiva
generalizada del universo.
Contexto en el cual se desarrollaron las teorías del MODELO ESTACIONARIO y MODELO EN
EXPANSIÓN: El resultado de la I Guerra Mundial fue decepcionante para tres de las grandes
potencias implicadas. Alemania, la gran derrotada, albergaba un profundo resentimiento por la
pérdida de grandes áreas geográficas y por las indemnizaciones que debía pagar en función de
las reparaciones de guerra impuestas por el Tratado de Versalles. Italia, una de las vencedoras,
no recibió suficientes concesiones territoriales para compensar el coste de la guerra ni para ver
cumplidas sus ambiciones. Japón, que se encontraba también en el bando aliado vencedor, vio
frustrado su deseo de obtener mayores posesiones en Asia oriental.
En 1929, Europa aparentaba tener, superficialmente al menos, un sistema estable que
constituía una garantía contra cualquier conflicto bélico por las sanciones establecidas en el
pacto de la liga de las naciones. Sin embargo, lo ilusorio de esta seguridad quedo demostrado
cuando la conquista de Vilna por Polonia, en 1920 y la acción naval de Italia contra la isla
griega de Corfú, en 1923, quedaron impunes. Otras debilidades eran la falta de estabilidad de la
política interna de muchas de las potencias europeas, sobre todo, en Europa Oriental.
Algunos de los nuevos regímenes y movimientos se organizaron sobre la base de ideas
totalitarias nacionalistas de acuerdo con el modelo del fascismoitaliano que alcanzo el poder en
1922.
La estabilización de los años 1925 a 1929 fue más aparente que real y, con el inicio de
la depresión financiera y económica, el caos retornó a Europa. El desempleo aumentó en forma
dramática.
En 1939 se dio lugar al comienzo de la Segunda Guerra Mundial que finalizó en 1945. Requirió
la utilización de todos los recursos humanos y económicos de cada Estado y fue un conflicto
único en los tiempos modernos por la violencia de los ataques lanzados contra la población civil
y por el genocidio (el exterminio de judíos, gitanos, homosexuales y otros grupos) llevado a
cabo por la Alemania nacionalsocialista (nazi) como un objetivoespecífico de la guerra. Los
principales factores que determinaron su desenlace fueron la capacidad industrial y la cantidad
de tropas. En los últimos momentos de la lucha se emplearon dos armas radicalmente nuevas:
los cohetes de largo alcance y la bomba atómica. No obstante, el tipo de armamento empleado
durante casi todo el enfrentamiento fue similar al de la I Guerra Mundial, aunque con ciertas
mejoras. Las principales innovaciones se aplicaron a las aeronaves y a los carros de combate.
Arte: Kenneth Clark escribió: "Cuando todavía era estudiante (en la década de 1920), la idea de
que la historiografía del arte consistía en descubrir quién era el autor de un cuadro, basándose
solamente en las evidencias internas, tenía el mismo prestigio incuestionable que las
enmiendas en los textos dentro del área de la investigación clásica".
El crítico de arte estadounidense Bernard Berenson fue el experto más famoso en este tipo de
prácticas, y las diferentes listas que elaboró de obras de pintores renacentistas italianos siguen
siendo de gran utilidad actualmente, a pesar de que muchas de sus atribuciones hayan sido
cuestionadas. En el método del experto suizo Heinrich Wölfflin encontramos otro enfoque
del análisis estilístico. En su libro Kunstgeschichtliche Grundbegriffe (1915, Conceptos
fundamentales para la historia del arte, 1932) intenta demostrar que el estilo seguía unos
principios evolutivos. El análisis visual de Wölfflin es mucho más sutil y analítico que el de sus
predecesores.
Junto a la metodología que confería la máxima importancia a los valores estilísticos de una
obra de arte, se desarrolló otra en la que la obra se estudiaba como parte de la historia
intelectual de su época, con un nuevo énfasis en la interpretación del tema (iconografía). El
gran pionero de este enfoque fue el alemán Aby Warburg, cuya extraordinaria biblioteca se
convirtió en un instituto de investigación y acabaría incorporándose a la Universidad de
Londres en 1944 como el Instituto Warburg. Muchos historiadores del arte célebres, entre los
que destaca Ernst Gombrich, han estado relacionados con el Instituto Warburg, aunque es
probable que el experto de más renombre por sus análisis iconográficos sea Erwin Panofsky,
que desarrolló la mayor parte de su carrera en la Universidad de Princeton, en Estados Unidos.
Kenneth Clark describió a Panofsky como "el más grande historiador del arte de su época", que
combinaba una inmensa erudición con una sensibilidad extraordinaria. Se ha acusado a
algunos de sus seguidores de llevar sus métodos demasiado lejos, "sobreinterpretando" cuadros
para encontrar "un simbolismo escondido" en realidad inexistente.
La investigación y la iconografía continúan teniendo un papel importante dentro de la historia
del arte, pero a partir de la década de 1970 ha habido una reacción contra la metodología
tradicional.
6. Conclusión
En el trabajo que hemos desarrollado mostramos la evolución a través del tiempo de la teoría
que hemos elegido: el origen del universo. Esta teoría ha variado a través de las distintas épocas
y lugares donde se ha planteado el interrogante acerca de este misterioso acontecimiento.
Como consecuencia podemos encontrar una amplia variedad de versiones sobre ella. Sin
embargo, hemos tomado las más reconocidas y aceptadas por las sociedades en las cuales han
surgido cada una de las mismas, y las más recordadas en la actualidad.
Estas teorías han ayudado al desarrollo de posteriores teorías hasta llegar a la que actualmente
se encuentra en vigencia, por lo que creemos que, si bien no son las acertadas sobre el origen
del cosmos, han contribuído de alguna manera a llegar hasta la que hoy consideramos cierta.
Por último, podemos decir que la teoría del big-bang, considerada como verdadera en nuestros
días, no ha sido obra de una persona, sino de todos los científicos, físicos,
astrónomos, matemáticos, químicos y sabios que han ido aportando sus ideas y
descubrimientos a lo largo de la historia de la humanidad.
7. Bibliografía Consultada (por orden alfabético)
Atlas de la Historia Universal – Biblioteca Clarín
Editorial: The Times – Edición 1992-1994
Ciencia Explicada – Biblioteca Clarín
Editorial: Voluntad S.A. – Edición 1995
El Gran Libro del Siglo – Biblioteca Clarín
Editorial: Blume – Edición 1995-1996
Enciclopedia Británica"
Editorial: Encyclopaedia Britanica Publishers, Inc.
Edición 1994-1995
Enciclopedia Consultora
Editorial: Lectum Editores Arg. S.A.
Edición 1979
Enciclopedia Encarta – Edición 1999
(gráficos y dibujos anexos)