b'\n_START_ARTICLE_\nCosmolog\xc3\xada observacional\n_START_SECTION_\nPrimeras observaciones\n_START_PARAGRAPH_\nLa ciencia de la cosmolog\xc3\xada f\xc3\xadsica como se practica hoy en d\xc3\xada fue definida durante los a\xc3\xb1os siguientes al debate Shapley-Curtis cuando se determin\xc3\xb3 que el universo tiene una escala mayor que la V\xc3\xada L\xc3\xa1ctea. Esto se precipit\xc3\xb3 por las observaciones que establec\xc3\xadan que el tama\xc3\xb1o y la din\xc3\xa1mica del cosmos pod\xc3\xadan explicarse mediante la Teor\xc3\xada general de la Relatividad de Einstein. Durante sus comienzos, la cosmolog\xc3\xada era una ciencia especulativa basada en un n\xc3\xbamero de observaciones muy limitado y caracterizada por la disputa entre los te\xc3\xb3ricos del estado estacionario y los promotores del Big Bang. No fue hasta los a\xc3\xb1os 1990 del siglo XX y posteriormente que las observaciones astron\xc3\xb3micas pudieron eliminar las teor\xc3\xadas competidoras y llevar a la ciencia hasta la "Edad Dorada de la Cosmolog\xc3\xada", anunciada por David Schramm durante un coloquio en la Academia Nacional de Ciencias en 1992.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nEdwin Hubble y la escalera de distancias c\xc3\xb3smicas\n_START_PARAGRAPH_\nLa estimaci\xc3\xb3n de las distancias astron\xc3\xb3micas ha sido hist\xc3\xb3ricamente y sigue siendo imprecisa debido a la considerable incertidumbre en las medidas. En particular, aunque el paralaje estelar puede usarse para medir la distancia a las estrellas cercanas, los l\xc3\xadmites observacionales impuestos por la dificultad de medir los diminutos paralajes asociados a los objetos situados m\xc3\xa1s all\xc3\xa1 de nuestra galaxia significan que los astr\xc3\xb3nomos tienen que buscar m\xc3\xa9todos alternativos para medir distancias. Con esta finalidad, la medida de la candela est\xc3\xa1ndar de las estrellas variables Cefeidas, que fue descubierta por Henrietta Swan Leavitt en 1908 proporcionar\xc3\xada a Edwin Hubble el pelda\xc3\xb1o que necesitaba en escalera de distancias c\xc3\xb3smicas para determinar la distancia a las nebulosas espirales. Cuando Hubble apunt\xc3\xb3 el telescopio Hooker de 100 pulgadas del Observatorio Monte Wilson, pudo identificar estrellas individuales en esas galaxias, y determin\xc3\xb3 la distancia a las galaxias aislando Cefeidas individuales. Esto estableci\xc3\xb3 firmemente a las nebulosas espirales como objetos exteriores a la V\xc3\xada L\xc3\xa1ctea. La determinaci\xc3\xb3n de la distancia a estos "universos isla", como se les llam\xc3\xb3 en los medios de comunicaci\xc3\xb3n, estableci\xc3\xb3 la escala del universo y resolvi\xc3\xb3 el debate Shapley-Curtis de una vez por todas.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Combinando sus medidas de distancia con los hallazgos de Vesto Slipher sobre el corrimiento al rojo de estos objetos, Hubble pudo determinar una correlaci\xc3\xb3n entre la distancia a las galaxias y lo que se llam\xc3\xb3 sus "velocidades recesivas". Esta correlaci\xc3\xb3n se conocer\xc3\xada como Ley de Hubble y servir\xc3\xada como fundamento observacional para las teor\xc3\xadas de expansi\xc3\xb3n del Universo en las que la cosmolog\xc3\xada contin\xc3\xbaa bas\xc3\xa1ndose. La publicaci\xc3\xb3n de los datos de Hubble y la aceptaci\xc3\xb3n por los te\xc3\xb3ricos de sus implicaciones te\xc3\xb3ricas en la luz de la teor\xc3\xada de la relatividad general de Einstein es considerada el principio de la cosmolog\xc3\xada moderna.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nAbundancias de elementos\n_START_PARAGRAPH_\nLa determinaci\xc3\xb3n de las abundancias c\xc3\xb3smicas de elementos tiene una historia que data desde las primeras medidas espectrosc\xc3\xb3picas de luz de objetos astron\xc3\xb3micos y la identificaci\xc3\xb3n de l\xc3\xadneas de emisi\xc3\xb3n y absorci\xc3\xb3n] que se correspond\xc3\xadan con las transiciones electr\xc3\xb3nicas particulares de algunos elementos qu\xc3\xadmicos identificados en la Tierra. Por ejemplo, el Helio fue identificado por primera vez mediante su firma espectrosc\xc3\xb3pica en el Sol antes de que fuera aislado en forma de gas en la Tierra.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b_NEWLINE_La computaci\xc3\xb3n de las abundancias relativas fue conseguida mediante observaciones espectrosc\xc3\xb3picas correspondientes a medidas de las composiciones de elementos de meteoritos.\n_START_SECTION_\nDetecci\xc3\xb3n del fondo c\xc3\xb3smico de microondas\n_START_PARAGRAPH_\nEn 1948 se predijo la existencia de la radiaci\xc3\xb3n de fondo de microondas por parte de George Gamow y Ralph Alpher, y Alpher y Robert Herman interpretaron que era debida al modelo del Big Bang caliente. Adem\xc3\xa1s, Alpher y Herman pudieron estimar la temperatura,\xe2\x80\x8b pero sus resultados no fueron amplimente reconocidos y discutidos por la comunidad. Su predicci\xc3\xb3n fue redescubierta por Robert H. Dicke y Yakov Zel\'dovich a principios de los a\xc3\xb1os 1960 con el primer reconocimiento de la radiaci\xc3\xb3n de fondo como un fen\xc3\xb3meno detectable aparecido en un breve art\xc3\xadculo por los astrof\xc3\xadsicos sovi\xc3\xa9ticos A. G. Doroshkevich e Igor Dmitriyevich Novikov, en la primavera de 1964.\xe2\x80\x8b En 1964, David Todd Wilkinson y Peter Roll, colegas de Dicke en la Universidad de Princeton, empez\xc3\xb3 a construir un radi\xc3\xb3metro Dicke para medir la radiaci\xc3\xb3n de fondo de microondas.\xe2\x80\x8b En 1965, Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson en Crawford Hill de los Laboratorios Bell cerca de Holmdel Township (Nueva Jersey) hab\xc3\xadan construido un radi\xc3\xb3metro Dicke que intentaron utilizar para experimentos de radioastronom\xc3\xada y comunicaciones por sat\xc3\xa9lite. Su instrumental ten\xc3\xada un exceso de 3,5 K de temperatura de antena que no pod\xc3\xadan saber de donde ven\xc3\xada. Despu\xc3\xa9s de recibir una llamada telef\xc3\xb3nica de Crawford Hill, Dicke dijo brillantemente: "Chicos, nos lo han puesto en bandeja".\xe2\x80\x8b Una reuni\xc3\xb3n entre grupos de Princeton y Crawford Hill determin\xc3\xb3 que la temperatura de antena era debida a la radiaci\xc3\xb3n de fondo de microondas. Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel de F\xc3\xadsica de 1978 por su descubrimiento.\n_START_SECTION_\nObservaciones modernas\n_START_PARAGRAPH_\nHoy en d\xc3\xada, la cosmolog\xc3\xada observacional contin\xc3\xbaa probando las predicciones de la cosmolog\xc3\xada te\xc3\xb3rica y ha llevado al perfeccionamiento de los modelos cosmol\xc3\xb3gicos. Por ejemplo, las evidencias observacionales de la materia oscura han influido fuertemente en el modelado te\xc3\xb3rico de la formaci\xc3\xb3n de galaxias y sus estructuras. Al intentar calibrar el diagrama de Hubble usando las precisas candelas est\xc3\xa1ndar de supernovas se encontraron evidencias de energ\xc3\xada oscura a finales de la d\xc3\xa9cada de 1990. Estas observaciones se han incorporado a un marco de seis par\xc3\xa1metros conocido como modelo Lambda-CDM que explica la evoluci\xc3\xb3n del universo en t\xc3\xa9rminos de su material constituyente. Este modelo subsecuentemente se ha verificado por las detalladas observaciones del fondo c\xc3\xb3smico de microondas, especialmente mediante el experimento WMAP._NEWLINE_Aqu\xc3\xad est\xc3\xa1n incluidos los esfuerzos observacionales modernos que han influenciados directamente la cosmolog\xc3\xada.\n_START_SECTION_\nSondeos de corrimiento al rojo\n_START_PARAGRAPH_\nCon la aparici\xc3\xb3n de telescopios automatizados y las mejoras en los espectroscopios, se han realizado varias colaboraciones para trazar mapas del Universo del corrimiento al rojo. Combinando el corrimiento al rojo con los datos de posiciones angulares, un sondeo de corrimiento al rojo mapea la distribuci\xc3\xb3n tridimensional de materia dentro de un campo del cielo. Estas observaciones son utilizadas para medir las propiedades de la estructura a gran escala del Universo. La Gran Muralla, un gran superc\xc3\xbamulo de galaxias de m\xc3\xa1s de 500 millones de a\xc3\xb1os luz de ancho, proporciona un claro ejemplo de una estructura a gran escala que los sondeos de corrimiento al rojo pueden detectar.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_El primer sondeo de corrimiento al rojo fue el sondeo CfA, comenzado en 1977 con la colecci\xc3\xb3n de datos inicial completada en 1982.\xe2\x80\x8b De manera m\xc3\xa1s reciente, la 2dF Galaxy Redshift Survey determin\xc3\xb3 la estructura a gran escala de una secci\xc3\xb3n del Universo, midiendo valores de z (variable con la que se suele denominar al corrimiento al rojo) de m\xc3\xa1s de 220.000 galaxias. La colecci\xc3\xb3n de datos fue completada en 2002 y el conjunto de datos final fue lanzado el 30 de junio de 2003.\xe2\x80\x8b Junto con los patrones para el mapeo a gran escala de galaxias, el 2dF estableci\xc3\xb3 un l\xc3\xadmite superior para la masa del neutrino. Otro sondeo notable, el Sloan Digital Sky Survey (SDSS), sigue su curso (en 2007) e intenta obtener medidas de alrededor de 100 millones de objetos.\xe2\x80\x8b El SDSS ha obtenido el corrimiemto al rojo de galaxias hasta z = 0,4 y ha conseguido detectar algunos qu\xc3\xa1sares por encima de z = 6. El DEEP2 Redshift Survey utiliza los telescopios Keck con el nuevo espectr\xc3\xb3grafo "DEIMOS". Una continuaci\xc3\xb3n del programa piloto DEEP1. DEEP2 se ha dise\xc3\xb1ado para medir galaxias d\xc3\xa9biles con corrimientos al rojo de 0,7 y superiores y por tanto, est\xc3\xa1 planeada para proporcionar un complemento al SDSS y al 2dF.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nExperimentos de la radiaci\xc3\xb3n de fondo de microondas\n_START_PARAGRAPH_\nDespu\xc3\xa9s del descubrimiento de la radiaci\xc3\xb3n de fondo de microondas, se han realizado cientos de experimentos para medir y caracterizar las firmas de la radiaci\xc3\xb3n. El experimento m\xc3\xa1s famoso es probablemente el sat\xc3\xa9lite de la NASA, Cosmic Background Explorer (COBE), que orbit\xc3\xb3 entre 1989 y 1996 y que detect\xc3\xb3 y cuantific\xc3\xb3 las anisotrop\xc3\xadas a gran escala en el l\xc3\xadmite de sus capacidades de detecci\xc3\xb3n. Inspirado por los resultados iniciales del COBE los resultados arrojan un fondo extremadamente homog\xc3\xa9neo e is\xc3\xb3tropo. Hubo una serie de experimentos desde tierra y desde globos que cuantificaron las anisotrop\xc3\xadas de la radiaci\xc3\xb3n de fondo de microondas a escalas angulares peque\xc3\xb1as durante la siguiente d\xc3\xa9cada. El objetivo primario de estos experimentos fue medir la escala angular del primer pico ac\xc3\xbastico, para el que el COBE no ten\xc3\xada suficiente resoluci\xc3\xb3n. Estas medidas pod\xc3\xadan descartar las teor\xc3\xadas de cuerdas c\xc3\xb3smicas as\xc3\xad como la teor\xc3\xada principal de la formaci\xc3\xb3n de estructuras c\xc3\xb3smicas y sugirieron que la inflaci\xc3\xb3n c\xc3\xb3smica era la teor\xc3\xada correcta. Durante los a\xc3\xb1os 1990, el primer pico fue medido con sensibilidad creciente y en el 2000 el experimento BOOMERanG report\xc3\xb3 que las mayores fluctuaciones de potencia ocurr\xc3\xadan a escalas de aproximadamente un grado. Junto con otros datos cosmol\xc3\xb3gicos, estos resultados implicaban que la geometr\xc3\xada del Universo era plana. Varios interfer\xc3\xb3metros proporcionaron medidas de las fluctuaciones con gran precisi\xc3\xb3n durante los tres a\xc3\xb1os siguientes, incluyendo el Very Small Array, el Degree Angular Scale Interferometer (DASI) y el Cosmic Background Imager. De hecho, el DASI hizo la primera detecci\xc3\xb3n de la polarizaci\xc3\xb3n de la radiaci\xc3\xb3n de fondo de microondas._NEWLINE_En junio de 2001, la NASA lanz\xc3\xb3 una segunda misi\xc3\xb3n espacial, el WMAP, para hacer medidas mucho m\xc3\xa1s precisas de las anisotrop\xc3\xadas a gran escala en todo el cielo. Los primeros resultados de esta misi\xc3\xadn, hechos p\xc3\xbablicos en 2003, fueron medidas detalladas del espectro de potencia angular para grados de escala bajos, forzando ajustadamente varios par\xc3\xa1metros cosmol\xc3\xb3gicos. Estos resultados son ampliamente consistentes con los esperados para la inflaci\xc3\xb3n c\xc3\xb3smica as\xc3\xad como otras varias teor\xc3\xadas competidoras y est\xc3\xa1n disponibles en detalle en el centro de datos de la NASA para el Fondo C\xc3\xb3smico de Microondas.\xe2\x80\x8b Aunque el WMAP proporcion\xc3\xb3 medidas muy precisas de las fluctuaciones a gran escala angular en la radiaci\xc3\xb3n de fondo de microondas (estructuras casi tan grandes como en el cielo como la luna), no ten\xc3\xada la resoluci\xc3\xb3n angular necesaria para medir las fluctuaciones a peque\xc3\xb1a escala que se hab\xc3\xadan observado utilizando anteriores interfer\xc3\xb3metros terrestres._NEWLINE_Una tercera misi\xc3\xb3n espacial, el Planck, se lanz\xc3\xb3 en 2009. El Planck emplea radi\xc3\xb3metros HEMT as\xc3\xad como bol\xc3\xb3metros y medir\xc3\xa1 la radiaci\xc3\xb3n de fondo de microondas a escalas menores que el WMAP. Al contrario que las dos misiones espaciales previas, el Planck es una colaboraci\xc3\xb3n entre la NASA y la ESA. Sus detectores fueron probados en el Viper telescope ant\xc3\xa1rtico como parte del experimento ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver), que ha producido las medidas m\xc3\xa1s precisas a peque\xc3\xb1as escalas angulares hasta la fecha, y en el telescopio portado en globo llamado Archeops._NEWLINE_Otros instrumentos terrestres como el South Pole Telescope en la Ant\xc3\xa1rtida, el propuesto Clover Project y el Atacama Cosmology Telescope en Chile proporcionar\xc3\xa1n datos adicionales no disponibles en observaciones desde el espacio, posiblemente incluyendo la polarizaci\xc3\xb3n modo B.\n_START_SECTION_\nRadio\n_START_PARAGRAPH_\nLas fuentes m\xc3\xa1s luminosas de radio a bajas frecuencias (10 MHz y 100 GHz) son radiogalaxias que se pueden observar a desplazamientos al rojo extremadamente altos. Estos son un subgrupo de galaxias activas que han desarrollado caracter\xc3\xadsticas conocidas como l\xc3\xb3bulos y chorros, que se extienden desde sus n\xc3\xbacleos gal\xc3\xa1cticos hasta distancias del orden de megaparsecs. Al ser tan luminosas se pueden observar a distancias muy lejanas, por este motivo los astr\xc3\xb3nomos las han utilizado para estudiar el Universo a distancias extremas y en sus primeros tiempos de evoluci\xc3\xb3n.\n_START_SECTION_\nNeutrinos c\xc3\xb3smicos\n_START_PARAGRAPH_\nEl Fondo c\xc3\xb3smico de neutrinos es una predicci\xc3\xb3n del modelo del Big Bang que dice que el Universo est\xc3\xa1 lleno de una radiaci\xc3\xb3n de fondo de neutrinos, an\xc3\xa1loga a la radiaci\xc3\xb3n de fondo de microondas. El fondo de microondas es una reliquia de cuando el Universo ten\xc3\xada unos 380.000 a\xc3\xb1os, pero el fondo de neutrinos es una reliquia de cuando el Universo ten\xc3\xada unos dos segundos._NEWLINE_Si esta radiaci\xc3\xb3n de neutrinos pudiera ser observada, ser\xc3\xada una ventana de las etapas m\xc3\xa1s tempranas del Universo. Desafortunadamente, estos neutrinos ahora estar\xc3\xadan muy fr\xc3\xados y as\xc3\xad son imposibles de observarlos directamente.'