Observatorios Astronomicos

Un observatorio es una construcción o lugar donde se observan fenómenos celestes o terrestres. Estos se instalan en lugares que posean un clima, o las condiciones apropiadas para la observación de aquello que se pretende estudiar. Las disciplinas que hacen uso de observatorios son múltiples; es el caso de la astronomía, climatología, geología, meteorología y vulcanología. Se conoce como observatorio astronómico a la construcción o lugar destinado al estudio de los cuerpos celestes y del cielo en general


Historia

El observatorio más antiguo de que tenemos noticia es el de la torre o zigurat de Belo, en Babilonia, en el cual los astrónomos caldeos hicieron sus principales observaciones. Es dudoso que los griegos tuviesen un observatorio en Alejandría, pero es cierto que los construyeron los árabes, los chinos y los mongoles. Fue célebre el de Bagdad, emplazado en los mismos jardines del Califa.¹

En cuanto a los observatorios de Europa, tal vez sea el más antiguo la famosa Torre de Sevilla construida por el astrónomo Mohamed Geber, que sirvió por espacio de muchos siglos para las observaciones astronómicas de los árabes y los españoles. Más modernamente construyó uno en 1561 el landgrave de Hesse-Cassel Guillermo IV, y en 1576 levantó Tycho Brahe el famoso que llamóUranienburgo en la isla de Hiren, entre Copenague y Malmoe, en el Sund, a la entrada del Báltico.¹

Observatorio Austral Félix Aguilar, abandonado, en la provincia de Santa Cruz(Argentina).

Históricamente los observatorios han contenido sextantes como herramientas o piedras alineadas con ciertos fenómenos astronómicos, como es el caso de Stonehenge. Los modernos observatorios astronómicos contienen enormes telescopios (con espejos de varios metros de diámetro) y ordenadores para el procesamiento de los datos obtenidos. Ejemplos de observatorios de este tipo son el Mauna Kea en Hawái, Observatorio del Roque de los Muchachos y Observatorio del Teide en las Islas Canarias, Cerro Tololo y Cerro Pachón en Chile. En España el [[Observatorio Astronómico Nacional de España|Observatorio Astronómico Nacionalñ] y el Observatorio Astronómico de San Fernando (Cádiz) cuentan entre los más conocidos y activos, algunos de ellos dedicados también a la divulgación y enseñanza de la Astronomía.

A comienzos de la década de los años 1940, se empezaron a construir radiotelescopios para detectar y estudiar radiofuentes en el Universo. El mayor radiotelescopio del mundo se encuentra en Puerto Rico; se trata del Radiotelescopio de Arecibo. El mayor centro de Radiotelescopios está en Chajnantor, Chile.

Con los últimos adelantos científicos ha sido posible enviar telescopios e instrumentos de observación celeste fuera del planeta Tierra, como elTelescopio Espacial Hubble.

Caracteristicas

La primera cuestión que debemos destacar a la hora de establecer unos patrones caracterizadores del conjunto de los observatorios de medios, es precisamente la dificultad para abstraerse desde la individualidad de cada uno de ellos al general de su conjunto. Y esto viene dado, en buena medida, porque la conciencia de grupo o red está nula o escasamente desarrollada entre ellos. Partiendo de esta consideración inicial, sí podemos afirmar, para el conjunto de los observatorios, las siguientes condiciones comunes:

1. Estudio de dinámicas mediáticas, procesos, emergencias de la propia sociedad. Los observatorios conectan con la actualidad inmediata del entorno y reaccionan ante los cambios estructurales.
2. Análisis de topologías, instituciones, narrativas y discursos. Los distintos elementos de que consta el proceso de comunicación, así como los diversos actores que participan del mismo son objeto de análisis.
3. Monitoreo de la información y de su resignificación. La perspectiva sobre los acontecimientos y las correspondientes actuaciones de los medios son comparados, analizados (individualmente y dentro de una trayectoria) e interpretados.
4. Especial atención a los actores sociales y a los asuntos del debate público. Los observatorios dependen de la actualidad informativa de la sociedad que constituye su objeto de análisis y centran su actividad acerca de aquellas cuestiones que congregan una mayor atención o seguimiento mediático.
5. Evaluación de criterios éticos de los medios. El desarrollo correcto del trabajo periodístico sigue centrando una buena parte de los análisis y controversias salidas de los observatorios de medios.
6. Conformación de iniciativas ciudadanas, empresariales y sociales, relacionadas con la comunicación y el ejercicio de la democracia. La mayor parte de los observatorios no permanece estancada en la mera contemplación de la realidad mediática de la que informan, sino que participan, directa o indirectamente, de iniciativas de reacción ante las irregularidades descubiertas.
7. Carácter novedoso para el conjunto de la sociedad. Su reciente aparición, así como la novedad de las cuestiones y elementos técnicos a los que se presta atención, supone para la sociedad un valor añadido de atención.
8. Focalización temática según ejes específicos. Los observatorios generales conviven con los cada vez más numerosos y desarrollados dedicados a áreas temáticas determinadas (mujer, infancia,…).
9. Elaboración de estudios minuciosos como arma fundamental de acción. No imponen sanciones jurídicas sino que informan notoriamente de los desajustes.
10. Tres tipos de miembros: profesionales del periodismo, universitarios e investigadores, así como usuarios (comunes o de reconocido prestigio).

Planetas interiores y exteriores del sistema solar

Un planeta es un cuerpo celeste que gira alrededor del Sol o alrededor de cualquier otra estrella. Hay nueve planetas conocidos y se pueden dividir en dos grupos: los planetas interiores, rocosos y densos, y los planetas exteriores, gaseosos y helados.
Los planetas interiores
Están compuestos de rocas y metales, son más pequeños que los planetas exteriores y sus atmósferas contienen muy poco hidrógeno y helio. Hasta donde sabemos, la Tierra es el único planeta donde existe la vida. Son planetas interiores:

• Mercurio: Tiene la velocidad de rotación alrededor del Sol más alta (87,97 días) y su distancia del Sol es de 57,9 millones de kilómetros.
• Venus: Es el planeta más mortífero. La atmósfera aplastaría una lata; el calor la derretiría; las nubes de ácido la disolverían.
  Su distancia del Sol es de 108,2 millones de kilómetros.
• La Tierra: Es el único planeta conocido que contiene agua y oxígeno, y es capaz de sustentar la vida. Su superficie está en constante movimiento debido a la tectónica de placas.
  Dista del Sol 149,6 millones de kilómetros y tiene una luna
• Marte: Es el planeta rojo, pues sus llanuras están cubiertas de óxido. Se encuentra a 227,9 millones de kilómetros del Sol y tiene 2 lunas.
  Una de sus lunas, Fobos, es arrastrada hacia Marte. En 30 millones de años será destruida al chocar contra su superficie.

Los planetas exteriores
Más allá de la órbita de Marte se encuentran los planetas exteriores. Estos planetas con la excepción de Plutón, no son sólidos, sino gigantescas bolas de gases en torbellinos y líquidos, unidos por la acción de la gravedad. Plutón es extremadamente pequeño y está compuesto de roca y hielo.
Son planetas exteriores:

• Júpiter: es el planeta más grande y el que gira más deprisa del Sistema Solar.
  Podría contener 1.300 veces a la Tierra. Tiene 16 lunas y está a 778,3 millones de kilómetros del Sol.
• Saturno: el diámetro de sus anillos es casi la distancia entre la Tierra y la Luna. Tiene la densidad más baja. Flotaría colocado sobre un lago gigantesco.
  A su alrededor tiene 18 lunas y su distancia del Sol es de 1.427 millones de kilómetros.
• Urano: este planeta tiene el eje más inclinado y gira de lado. Tiene las estaciones más duraderas: cada polo recibe la luz del Sol 42 años seguidos tras 42 años de oscuridad.
  Está a 2.871 millones de kilómetros del Sol y tiene 15 lunas.
• Neptuno: los vientos en Neptuno son los más rápidos en el Sistema Solar, a 2000 km/s. Su Gran Mancha Oscura es tan grande como la Tierra.
  Tiene 8 lunas y está a una distancia del Sol de 4.497 millones de kilómetros.
• Plutón: es el más pequeño, oscuro y frío de los planetas. Su única luna, Charon está veinte veces más cerca de Plutón de lo que está nuestra Luna de la Tierra.
  Dista 5.914 millones de kilómetros del Sol

Origen del Sistema Solar

La hipótesis actual sobre la formación del Sistema Solar es la hipótesis nebular, propuesta por primera vez por Emanuel Swedenborg. En 1775 Immanuel Kant, quien estaba familiarizado con el trabajo de Swedenborg, desarrolló la teoría más ampliamente. Una teoría similar fue formulada independientemente por Pierre-Simon Laplace. en 1796. La teoría nebular sostiene que hace 4,6 mil millones de años el Sistema Solar se formó por un colapso gravitacional de una nube molecular gigante. Esta nube inicial tenía probablemente varios años luz de largo y fue la sede del nacimiento de varias estrellas. Aunque el proceso era visto como relativamente tranquilo, estudios recientes de antiguos meteoritos revelan restos de elementos solamente formados en los núcleos de estrellas muy grandes que explotan, indicando que el ambiente en el que el Sol se formó estaba dentro del alcance de algunas supernovas cercanas. La onda de choque de estas supernovas pudo haber desencadenado la formación del Sol a través de la creación de regiones de sobredensidad en la nebulosa circundante, causando el colapso de ellas.
En un artículo aparecido en 2009 se ha sugerido que nuestro Sol nació formando parte de un cúmulo estelar con una masa de entre 500 y 3000 masas solares y un radio de entre 1 y 3 pársecs, pensándose que aunque las estrellas que formaron dicho cúmulo se han ido dispersando con los años existe la posibilidad de que entre 10 y 60 de ésas estrellas pudieran estar en un radio de 100 parsecs alrededor del Sol.
Una de estas regiones de gas colapsante (conocida como nebulosa protosolar)^[6] pudo haber formado lo que llegó a ser el sol. Esta región tenía un diámetro de entre 7.000 y 20.000 UA (Unidad Astronómica) y una masa apenas mayor que la del Sol (entre 1,001 y 1,1 masas solares). Se creía que su composición sería más o menos la del Sol actual: aproximadamente 98% (por masa) de hidrógeno y helio presente desde el Big Bang, y 2% de elementos más pesados creados por generaciones anteriores de estrellas que murieron y los expulsaron de vuelta al espacio interestelar (ver nucleosíntesis).

Isótopos más abundantes
del Sistema Solar

Isótopo	Núcleos por Millón
Hidrógeno-1	705700
Hidrógeno-2	23
Helio-4	275200
Helio-3	35
Oxígeno-16	5920
Carbono-12	3032
Carbono-13	37
Neón-20	1548
Neón-22	208
Hierro-56	1169
Hierro-54	72
Hierro-57	28
Nitrógeno-14	1105
Silicio-28	653
Silicio-29	34
Silicio-30	23
Magnesio-24	513
Magnesio-26	79
Magnesio-25	69
Azufre-32	396
Argón-36	77
Calcio-40	60
Aluminio-27	58
Níquel-58	49
Sodio-23	33

Tan pronto como la nebulosa colapsó, la conservación del momento angular significó que girara más rápido. Tan pronto como el material dentro de la nebulosa se condensó, los átomos en su interior comenzaron a colisionar con frecuencia creciente, causando que liberaran energía en forma de calor. El centro, donde la mayor parte de la masa se acumuló, se volvió cada vez más caliente que el disco circundante. Cuando las fuerzas en competencia asociadas con la gravedad, presión del gas, campos magnéticos y la rotación actuaron en ella, la nebulosa en contracción empezó a aplanarse, tomando la forma de un disco protoplanetario con un diámetro de aproximadamente 200 UA, y una protoestrella caliente y densa al centro.
Estudios de las estrellas T Tauri, estrellas jóvenes con masa solar prefundida, que se creían similares al Sol en este punto de su evolución, mostraron que están frecuentemente acompañadas por discos de materia preplanetaria. Estos discos se extienden por varias UA y son bastante fríos, alcanzando apenas 1000 K en su punto más caliente. Después de 100 millones de años, la temperatura y la presión en el núcleo del Sol se hizo tan grande que su hidrógeno comenzó a fundirse, creando una fuente interna de energía que contrarrestó la fuerza de la contracción gravitacional hasta que se alcanzó el equilibrio hidrostático. En este punto el Sol se volvió una estrella completamente nueva.
De esta nube y su gas y polvo (la "nebulosa solar") se piensa que se formaron varios planetas. El método actualmente aceptado por el cual los planetas se formaron es conocido como acrecentamiento, en el que los planetas comenzaron como granos de polvo en órbita alrededor de la protoestrella central, que inicialmente se formaron por el contacto directo entre grupos de entre uno y diez kilómetros de diámetro, que a su vez colisionaron para formar cuerpos más largos (planetesimales), de aproximadamente 5 km de tamaño, gradualmente incrementados por colisiones adicionales de 15 cm por año durante el transcurso de los siguientes pocos millones de años.
El Sistema Solar interior era demasiado cálido para que se condensaran moléculas volátiles como las del agua y metano, así que los planetesimales que se formaron ahí fueron relativamente pequeños (abarcando sólo 0,6% de la masa del disco) y compuesto principalmente por componentes con altos puntos de fundición, como los silicatos y metales. Estos cuerpos rocosos finalmente se convirtieron en planetas terrestres. Más lejos, los efectos gravitacionales de Júpiter hicieron imposible que se unieran los objetos protoplanetarios presentes, dejando detrás el cinturón de asteroides.
Todavía más lejos, más allá de la línea de congelación donde más compuestos volátiles de hielo pudieron permanecer sólidos, Júpiter y Saturno consiguieron juntar más material que los planetas terrestres, así como esos componentes eran más comunes. Se convirtieron en gigantes gaseosos, mientras que Urano y Neptuno capturaron mucho menos material y son conocidos como gigantes de hielo porque se cree que sus núcleos están hechos principalmente de hielo (compuestos de hidrógeno).
El viento solar del joven Sol esparció el gas y el polvo en el disco protoplanetario, diseminándolo en el espacio interestelar, poniendo fin así al crecimiento de los planetas. Las estrellas T Tauri tienen vientos solares mucho más fuertes que los de estrellas más viejas y estables.

[editar] Problemas con el modelo de nebulosa solar

Uno de los problemas del modelo de nebulosa solar es aquél del momento angular. Con la gran mayoría de la masa del sistema acumulándose alrededor de una nube en rotación, la hipótesis predice que la gran mayoría del momento angular del sistema debería acumularse en ese mismo lugar. Sin embargo, la rotación del sol es mucho más lenta de lo presupuestado, y los planetas, a pesar de contar con menos del 1% de la masa total del sistema, cuentan con más del 90% de su momento angular. Una resolución a este problema es que las partículas de polvo del disco original crearon fricción, lo que disminuyó la velocidad de rotación en el centro.^[19]
Planetas en el "lugar equivocado" son un problema para el sistema de la nebulosa solar. Urano y Neptuno están ubicados en una región donde su formación es muy poco plausible debido a la baja densidad de la nebulosa solar y los largos tiempos orbitales en su región. Aún más, los Júpiter caliente que ahora se observan alrededor de otras estrellas no se pueden haber formado en sus posiciones actuales si es que ellas se formaron a partir de "nebulosas solares" también. La solución a estos problemas pueden estar en las migraciones planetarias por las cuales los planetas cambian con el tiempo su distancia al Sol bien acercándose bien alejándose de éste.
Las detalladas características de los planetas son también un problema. La hipótesis de la nebulosa solar predice que todos los planetas se formarán exactamente en el plano elíptico. En cambio, las órbitas de los planetas clásicos tienen varias (eso sí, pequeñas) inclinaciones respecto de la elipse. Aún más, para los gigantes gaseosos se puede predecir que sus rotaciones y sistemas lunares tampoco estarán inclinados respecto del plano elíptico, teniendo Urano una inclinación de 98º. La Luna, siendo relativamente grande en comparación a la Tierra, y otras lunas que se encuentran en órbitas irregulares respecto a su planeta son otro problema. Ahora se cree que estas observaciones se explican por eventos que ocurrieron después de la formación inicial del Sistema Solar.

 Estimación de la edad

Usando fechado radiométrico, los científicos estiman que el Sistema Solar tiene 4600 millones de años de antigüedad. Las rocas más viejas en la Tierra tienen aproximadamente 4400 millones de años. Las rocas así de viejas son raras, ya que la superficie de la tierra está siendo constantemente remodelada por la erosión, el volcanismo y las placas tectónicas. Para estimar la edad del Sistema Solar, los científicos deben usar meteoritos, que se formaron durante la condensación temprana de la nebulosa solar. Los meteoritos más viejos (como el meteorito del Cañón Diablo se han encontrado con 4600 millones de años de edad, por lo tanto el Sistema Solar debe tener por lo menos 4600 millones de años.

Biografia de Friedmann

Friedmann, Alexandr (1888 - 1925).
Matemático y cosmólogo ruso cuyo modelo de Universo en expansión contribuyó al desarrollo de la cosmología moderna. Halló una solución para las ecuaciones incluidas en la teoría general de la relatividad de Albert Einstein que demostraba que el Universo se está expandiendo.
Desde 1906 a 1910 estudió Matemáticas en la Universidad Estatal de San Petersburgo. Se convirtió en director de la Estación Aeronáutica Central de Kíev en 1916 y, entre 1918 y 1920, ejerció como profesor de Mecánica teórica en la Universidad de Perm. En 1920 regresó a San Petersburgo (llamada Petrogrado desde 1914 a 1924), impartiendo clases de Matemáticas y Mecánica en la Universidad de Petrogrado, y de Física y Matemáticas en el Instituto Politécnico.
Ya en sus tiempos de estudiante, empezó a investigar el campo magnético de la Tierra, la mecánica de fluidos y la meteorología teórica.
En 1922 publicó una solución a las ecuaciones de la teoría general de la relatividad de Albert Einstein, aparecidas en la revista Zeitschrift für Physik (Revista de física). Con anterioridad, Albert Einstein y el matemático holandés Willem de Sitter habían publicado unas soluciones que daban por sentado que el Universo no aumentaba ni disminuía. Las soluciones de Friedmann revelaron que era posible que el Universo se estuviera expandiendo a lo largo del tiempo; también demostraron que el Universo podía sufrir expansiones y contracciones periódicas.

Big Bang

 Descripción del Big Bang


Michio Kaku ha señalado cierta paradoja en la denominación big bang (gran explosión): en cierto modo no puede haber sido grande ya que se produjo exactamente antes del surgimiento del espacio-tiempo, habría sido el mismo big bang lo que habría generado las dimensiones desde una singularidad; tampoco es exactamente una explosión en el sentido propio del término ya que no se propagó fuera de sí mismo.
Basándose en medidas de la expansión del Universo utilizando observaciones de las supernovas tipo 1a, en función de la variación de la temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de microondas y en función de la correlación de las galaxias, la edad del Universo es de aproximadamente 13,7 ± 0,2 miles de millones de años. Es notable el hecho de que tres mediciones independientes sean consistentes, por lo que se consideran una fuerte evidencia del llamado modelo de concordancia que describe la naturaleza detallada del Universo.
El universo en sus primeros momentos estaba lleno homogénea e isótropamente de una energía muy densa y tenía una temperatura y presión concomitantes. Se expandió y se enfrió, experimentando cambios de fase análogos a la condensación del vapor o a la congelación del agua, pero relacionados con las partículas elementales.
Aproximadamente 10^-35 segundos después del tiempo de Planck un cambio de fase causó que el Universo se expandiese de forma exponencial durante un período llamado inflación cósmica. Al terminar la inflación, los componentes materiales del Universo quedaron en la forma de un plasma de quarks-gluones, en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en forma relativista. Con el crecimiento en tamaño del Universo, la temperatura descendió, y debido a un cambio aún desconocido denominado bariogénesis, los quarks y los gluones se combinaron en bariones tales como el protón y el neutrón, produciendo de alguna manera la asimetría observada actualmente entre la materia y la antimateria. Las temperaturas aún más bajas condujeron a nuevos cambios de fase, que rompieron la simetría, así que les dieron su forma actual a las fuerzas fundamentales de la física y a las partículas elementales. Más tarde, protones y neutrones se combinaron para formar los núcleos de deuterio y de helio, en un proceso llamado nucleosíntesis primordial. Al enfriarse el Universo, la materia gradualmente dejó de moverse de forma relativista y su densidad de energía comenzó a dominar gravitacionalmente sobre la radiación. Pasados 300.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron para formar los átomos (mayoritariamente de hidrógeno). Por eso, la radiación se desacopló de los átomos y continuó por el espacio prácticamente sin obstáculos. Ésta es la radiación de fondo de microondas.
Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente más densas de la materia casi uniformemente distribuida crecieron gravitacionalmente, haciéndose más densas, formando nubes, estrellas, galaxias y el resto de las estructuras astronómicas que actualmente se observan. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materia que hay en el Universo. Los tres tipos posibles se denominan materia oscura fría, materia oscura caliente y materia bariónica. Las mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP) muestran que la forma más común de materia en el universo es la materia oscura fría. Los otros dos tipos de materia sólo representarían el 20 por ciento de la materia del Universo.
El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura. Aproximadamente el 70 por ciento de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Una de las propiedades características de este componente del universo es el hecho de que provoca que la expansión del universo varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia, haciendo que el espacio-tiempo se expanda más rápidamente que lo esperado a grandes distancias. La energía oscura toma la forma de una constante cosmológica en las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero los detalles de esta ecuación de estado y su relación con el modelo estándar de la física de partículas continúan siendo investigados tanto en el ámbito de la física teórica como por medio de observaciones.
Más misterios aparecen cuando se investiga más cerca del principio, cuando las energías de las partículas eran más altas de lo que ahora se puede estudiar mediante experimentos. No hay ningún modelo físico convincente para el primer 10^-33 segundo del universo, antes del cambio de fase que forma parte de la teoría de la gran unificación. En el "primer instante", la teoría gravitacional de Einstein predice una singularidad gravitacional en donde las densidades son infinitas. Para resolver esta paradoja física, hace falta una teoría de la gravedad cuántica. La comprensión de este período de la historia del universo figura entre los mayores problemas no resueltos de la física.

Base teórica

En su forma actual, la teoría del Big Bang depende de tres suposiciones:

1. La universalidad de las leyes de la física, en particular de la teoría de la relatividad general
2. El principio cosmológico
3. El principio de Copérnico

Inicialmente, estas tres ideas fueron tomadas como postulados, pero actualmente se intenta verificar cada una de ellas. La universalidad de las leyes de la física ha sido verificada al nivel de las más grandes constantes físicas, llevando su margen de error hasta el orden de 10^-5. La isotropía del universo que define el principio cosmológico ha sido verificada hasta un orden de 10^-5. Actualmente se intenta verificar el principio de Copérnico observando la interacción entre grupos de galaxias y el CMB por medio del efecto Sunyaev-Zeldovich con un nivel de exactitud del 1 por ciento.
La teoría del Big Bang utiliza el postulado de Weyl para medir sin ambigüedad el tiempo en cualquier momento en el pasado a partir del la época de Planck. Las medidas en este sistema dependen de coordenadas conformales, en las cuales las llamadas distancias codesplazantes y los tiempos conformales permiten no considerar la expansión del universo para las medidas de espacio-tiempo. En ese sistema de coordenadas, los objetos que se mueven con el flujo cosmológico mantienen siempre la misma distancia codesplazante, y el horizonte o límite del universo se fija por el tiempo codesplazante.
Visto así, el Big Bang no es una explosión de materia que se aleja para llenar un universo vacío; es el espacio-tiempo el que se extiende.Y es su expansión la que causa el incremento de la distancia física entre dos puntos fijos en nuestro universo.Cuando los objetos están ligados entre ellos (por ejemplo, por una galaxia), no se alejan con la expansión del espacio-tiempo, debido a que se asume que las leyes de la física que los gobiernan son uniformes e independientes del espacio métrico. Más aún, la expansión del universo en las escalas actuales locales es tan pequeña que cualquier dependencia de las leyes de la física en la expansión no sería medible con las técnicas actuales.

Stephen Hawking

Stephen William Hawking (Oxford, 8 de enero de 1942) es un físico, cosmólogo y divulgador científico británico. Sus trabajos más importantes hasta la fecha han consistido en aportar, junto con Roger Penrose, teoremas respecto a las singularidades gravitacionales en el marco de la relatividad general, y la predicción teórica de que los agujeros negros emitirían radiación, lo que se conoce hoy en día como radiación de Hawking (o a veces radiación Bekenstein-Hawking).
Es miembro de la Real Sociedad de Londres, de la Academia Pontificia de las Ciencias y de la Academia Nacional de Ciencias de Estados Unidos. Fue titular de la Cátedra Lucasiana de Matemáticas (Lucasian Chair of Mathematics) de la Universidad de Cambridge hasta su jubilación en 2009. Entre las numerosas distinciones que le han sido concedidas, Hawking ha sido honrado con doce doctorados honoris causa y ha sido galardonado con la Orden del Imperio Británico (grado CBE) en 1982, con el Premio Príncipe de Asturias de la Concordia en 1989, con la Medalla Copley en 2006 y con la Medalla de la Libertad en 2009.
Hawking padece una enfermedad motoneuronal relacionada con la esclerosis lateral amiotrófica (ELA) que ha ido agravando su estado con el paso de los años, hasta dejarlo casi completamente paralizado, y lo ha forzado a comunicarse a través de un aparato generador de voz. Ha estado casado dos veces y ha tenido tres hijos. Por su parte, ha alcanzado éxitos de ventas con sus trabajos divulgativos sobre Ciencia, en los que discute sobre sus propias teorías y la cosmología en general; estos incluyen A Brief History of Time, que estuvo en la lista de best-sellers del British Sunday Times durante 237 semanas

Teoria del Big Crunch

 En cosmología, la Gran Implosión (también conocida como Gran Colapso o directamente mediante el término inglés Big Crunch) es una de las teorías que se barajaban en el siglo XX sobre el destino último del universo, hoy descartada a favor de un modelo de universo en expansión permanente.
La teoría de la Gran Implosión propone un universo cerrado. Según esta teoría, si el universo tiene una densidad crítica superior a 3 átomos por metro cúbico, la expansión del universo, producida en teoría por la Gran Explosión (o Big Bang) irá frenándose poco a poco hasta que finalmente comiencen nuevamente a acercarse todos los elementos que conforman el universo, volviendo al punto original en el que todo el universo se comprimirá y condensará destruyendo toda la materia en un único punto de energía como el anterior a la Teoría de la Gran Explosión.
El momento en el cual acabaría por pararse la expansión del universo y empezaría la contracción depende de la densidad crítica del Universo; obviamente, a mayor densidad mayor rapidez de frenado y contracción -y a menor densidad, más tiempo para que se desarrollaran eventos que se prevé tendrían lugar en un universo en expansión perpetua-.

FASE DE CONTRACCIÓN
La fase de contracción y los procesos físicos que tendrían lugar en ella serían casi simétricos a la fase de expansión. En primer lugar, debido a la finitud de la velocidad de la luz, los astrónomos tardarían en ver cómo el desplazamiento al rojo de las galaxias distantes va desapareciendo primero de las más cercanas y finalmente de las más alejadas y se convierte en todas ellas en un desplazamiento al azul. La temperatura de la radiación cósmica empezaría a aumentar y llegaría un momento en el que sería idéntica a la actual, cuando el universo tuviera el mismo tamaño que hoy -aunque su evolución habría proseguido con el tiempo y no sería un universo cómo el actual, sino en el mejor de los casos un universo menos rico en estrellas y más abundante en cadáveres estelares-.
Esta fase de contracción seguiría inexorablemente, y con ella el aumento de la temperatura de dicha radiación. Llegaría un momento en que todas las galaxias se fundieran en una -aunque los choques entre estrellas serían aún raros-. Mientras, la temperatura del fondo de radiación iría subiendo y empezaría a poner en peligro la supervivencia de las formas de vida que existieran por entonces, en un principio las que vivieran en planetas de tipo terrestre. En un momento dado, dicha temperatura sería de 300 Kelvin, impidiendo a los planetas antes mencionados deshacerse del calor acumulado y acabando por hacerse inhabitables (un auténtico efecto invernadero a escala universal). Más adelante, y con una contracción cada vez más acelerada -y junto a ella un aumento desbocado de la temperatura de la radiación cósmica- el universo se convertiría en un lugar infernal e inhabitable -al menos para seres cómo nosotros y sin ayuda tecnológica- con temperaturas de miles de grados debido a una radiación cósmica a ésa temperatura y a colisiones entre estrellas al disponer éstas de cada vez menos espacio.
Al parecer, las estrellas serían en su mayoría destruidas no por colisiones entre ellas sino por el aumento de temperatura del universo. Éste llegaría a estar tan caliente que las estrellas no podrían deshacerse del calor acumulado en su interior y pasarían a absorberlo del exterior (cociéndose en cierto modo), hasta acabar por estallar. Tras ello, sólo quedarían agujeros negros (el principal hecho que diferenciaría la fase de contracción de la de expansión) y un plasma cada vez más caliente (muy distinto al existente tras el nacimiento del universo debido a que procedería de estructuras ya desaparecidas, por lo cual mostraría una gran asimetría en la densidad que presentara en diferentes puntos) en el que el aumento de temperatura destruiría primero los átomos y luego las propias partículas elementales, sólo dejando quarks. a la vez que los agujeros negros empezaban a fusionarse entre sí y a absorber materia hasta dar lugar a un único "super" agujero negro que significaría el fin del espacio, del tiempo, y de todo; del mismo modo que no tiene sentido preguntarse qué había "antes" de la Gran Explosión, tampoco puede preguntarse que habría "después" del Gran Crujido.