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La astronomía, del griego: άστρον (astro) + νόμος (nomos) es la ciencia que se ocupa del estudio de los astros, sus movimientos y fenómenos asociados, mediante la información que llega ...

La astronomía, del griego: άστρον (astro) + νόμος (nomos) es la ciencia que se ocupa del estudio de los astros, sus movimientos y fenómenos asociados, mediante la información que llega de ellos a través de las ondas electromagnéticas.

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    CCMC Astronomía1 CCMC Astronomía1 Presentation Transcript

    • Astronomía Simón Chamorro Moreno
    • Astronomía 1
      • La astronomía, del griego: άστρον (astro) + νόμος (nomos) es la ciencia que se ocupa del estudio de los astros, sus movimientos y fenómenos asociados, mediante la información que llega de ellos a través de las ondas electromagnéticas.
      • Cosmología , del griego: κόσμος (cosmos)+ λογια (logia) es el estudio a gran escala de la estructura y la historia del Universo en su totalidad y, por extensión, del lugar de la humanidad en él.
    • Astronomía 2
      • No debe confundirse la astronomía con la astrología.
      • Aunque ambos campos comparten un origen común, son muy diferentes; los astrónomos siguen el método científico, mientras que los astrólogos se ocupan de la supuesta influencia de los astros en la vida de los hombres.
      • La astrología es una pseudociencia que ni siquiera tiene en cuenta la precesión de los equinoccios, un descubrimiento que se remonta a Hiparco.
    • Astronomía 3
      • La astronomía ha estado ligada al ser humano desde la antigüedad y todas las civilizaciones han tenido contacto con esta ciencia.
      • Personajes como Aristóteles, Tolomeo, Copérnico, Brahe, Kepler, Galileo, Newton, Kirchhoff y Einstein han sido algunos de sus cultivadores.
    • Astronomía 4
      • La historia de la astronomía es tan antigua como la historia del ser humano. Al principio se ocupaba, únicamente, de la observación y predicciones de los movimientos de los objetos visibles a simple vista.
      • Quizá fueron los astrónomos chinos quienes dividieron, por primera vez, el cielo en constelaciones. En Europa, las doce constelaciones que marcan el movimiento anual del Sol fueron denominadas constelaciones zodiacales.
    • Las constelaciones zodiacales
    • Astronomía 5
      • Los antiguos griegos hicieron importantes contribuciones a la astronomía, entre ellas, la definición de magnitud (brillo de una estrella, medido en seis grados).
      • La astronomía precolombina generó calendarios muy precisos.
      • Parece ser que las pirámides de Egipto y algunas construcciones megalíticas fueron construidas siguiendo patrones astronómicos muy precisos.
    • Astronomía 6
      • La cultura griega clásica primigenia postulaba que la Tierra era plana. Posteriormente, Eratóstenes demostró que era redonda y midió su perímetro en el 240 ac.
      • Su cálculo se basó en que, durante el solsticio de verano, el Sol caía perpendicular en Asuán y formando un ángulo de unos 7º en Alejadría. Conociendo la distancia entre ambas ciudades, pudo deducir que el perímetro de la Tierra era unas 50 veces esa distancia. Hoy sabemos que el error cometido fue sólo del orden del 10%.
    • Obelisco de Alejandría antes de ser traslado a Londres
    • Traslado a Londres (1877)
    • Emplazamiento en Londres
    • Otros obeliscos: Roma y París
    • Conociendo la distancia entre Alejandría y Asuan (Syene) que era de unos 800 km, el cálculo era inmediato
    • Astronomía 7
      • Aristóteles defendió la teoría geocéntrica y, para desarrollar sus postulados, fue probablemente Eratóstenes quien diseñó la esfera armilar, que es un astrolabio que muestra el movimiento aparente de las estrellas alrededor de la Tierra.
    • Astronomía 8
      • Durante la Edad Media, la astronomía floreció en el Imperio Persa y el mundo árabe.
      • Al final del siglo X, se construyó un gran observatorio cerca de Teherán (Irán) en el que el astrónomo persa Al-Juyandi, calculó la oblicuidad de la eclíptica, calculada doce siglos antes por Eratóstenes.
      • También en Persia, Omar Jayyam elaboró un calendario más preciso que el Calendario Juliano. Acercándose así a la precisión del calendario Gregoriano (1582) que es el actualmente vigente.
      • En el siglo XV, Abraham Zacuto, aplicó los conocimientos astronómicos de la época a la navegación, para uso de la marina portuguesa. Esto convirtió a Portugal en una potencia naval y permitió su expansión ultramarina.
    • Astronomía: calendario juliano y gregoriano I
      • El calendario Juliano se basó en que el año duraba realmente 365,25 días (o sea 365 días y 6 horas) Por ello, cada cuatro años se introducía un año bisiesto (año con 366 días).
      • Posteriormente los astrónomos de Alfonso X el Sabio, determinaron que la duración era algo menor: 365,242189, o lo que es lo mismo, 365 días, 5 horas, 48 minutos y 45,16 segundos.
      • Esos más de 11 minutos contados adicionalmente a cada año habían supuesto en los 1257 años que mediaban entre 325 ( concilio de Nicea, fijación de la fecha de la Pascua de resurrección ) y 1582 un error acumulado de aproximadamente 10 días. Para evitarlo, cada 131 años hay que eliminar un bisiesto.
    • Astronomía: calendario juliano y gregoriano II
      • Para poner en marcha el calendario Gregoriano, al jueves -juliano- 4 de octubre de 1582 le sucede el viernes -gregoriano- 15 de octubre de 1582. Diez días desaparecen debido a que ya se habían contado de más en el calendario Juliano.
      • No obstante, esta corrección no se hizo en todos los países en el mismo año, sino que se fueron incorporando poco a poco. El último fue Grecia, que lo hizo en 1923.
    • Astronomía 9
      • Durante siglos, la visión geocéntrica de que el Sol y otros planetas giraban alrededor de la Tierra no se cuestionó.
      • En el Renacimiento, Nicolás Copérnico propuso un modelo heliocéntrico. Galileo añadió la novedad del uso del telescopio. El cual mejoró las observaciones y confirmó dicho modelo
    • Astronomía 10
      • Al principio, con el telecopio sólo se obtuvieron reglas empíricas, cómo las leyes del movimiento planetario de Kepler, descubiertas a principios del siglo XVII.
        • A) Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas, estando el Sol situado en uno de los focos
        • B) El radio que une el planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales
        • C) Para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol) es directamente proporcional al cubo de la distancia media con el Sol.
    • Astronomía 11
      • Fue Isaac Newton (1643, 1727) quien extendió a los cuerpos celestes las teorías de la gravedad terrestre, dando así lugar a la Ley de la gravitación universal e inventando con ello la mecánica celeste.
      • De esta manera, explicó de forma científica el movimiento de los planetas, unificando así la astronomía y la física
      • Este modelo cosmológico perduró hasta el siglo XX, en el cual Albert Einstein lo perfeccionó al introducir la Relatividad General
    • Astronomía 12
      • Para estudiar el universo hay que basarse en la información que llega a la Tierra desde el exterior en forma de radiaciones
      • Las primeras radiaciones que el hombre pudo utilizar fueron las ópticas. O sea, la luz
      • Para aprovecharlas mejor se construyeron telescopios
    • Astronomía 13 Telescopio de refracción
    • Astronomía 14 Telescopios refractores
    • Astronomía 15 Telescopio reflector de Newton
    • Astronomía 16 Telescopio reflector
    • Astronomía 18 Telescopio reflector
    • Astronomía 17 Telescopio reflector binocular
    • Astronomía 19 Evitando el problema de la atmósfera terrestre: el telescopio espacial Hubble
    • Hubble 2
    • Hubble: nebulosa mariposa
    • Hubble: nebulosa eta carinae
    • Hubble: nebulosa ojo de gato
    • Hubble: nebulosa de Orión
    • Hubble: formación de estrellas
    • Hubble: galaxias
    • Hubble: galaxia espiral
    • Hubble: campo profundo
    • Las sondas espaciales: Voyager I, (1977) Júpiter y Saturno
    • Sondas espaciales: New Horizonts, (2006) Plutón >10 años
    • Sondas: Júpiter y su atmósfera
    • Sondas: Saturno Dione y Encelado
    • Sondas: Saturno, anillos
    • Sondas: Marte hielo, texturas de su superficie
    • Sondas: cráter con hielo en Marte y Fobos
    • Astronomía 20
      • Pero no solo recibimos información del Universo mediante las radiaciones luminosas
      • La luz es sólo una parte muy pequeña de un conjunto de radiaciones que pueden viajar por el vacío que reciben el nombre de radiaciones electromagnéticas
    • El espectro electromagnético 1
    • El espectro electromagnético 2
    • El espectro electromagnético visible (longitudes de onda en nm)
    • Astronomía en infrarrojos
    • Astronomía ultravioleta: los anillos de saturno en UV
    • Observatorios espaciales Swift (d) y Compton (i) especializados en radiaciones gamma
    • “ Telescopio de rayos X”, esquema
    • Imagen del Sol en rayos X
    • La radiación de fondo de microondas Penzia & Wilson y la antena de cuerno que utilizaron para medir la radiación de fondo del universo
    • Astronomía de microondas: la radiación de fondo del Universo
    • Radiotelescopios
    • Concepto de Onda Una onda es la perturbación de alguna propiedad de un medio, que se propaga por el espacio, transportando energía. Lo que se perturba puede ser por ejemplo, la densidad, la presión o el campo eléctrico magnético. El medio perturbado puede ser de naturaleza diversa como aire, agua, un trozo de metal, el espacio o el vacío.
    • Ejemplos de ondas
      • Ondas de radio, microondas, ondas infrarrojas, luz visible, luz ultravioleta, rayos X, y rayos gamma conforman la radiación electromagnética. En este caso, la propagación es posible sin un medio, a través del vacío. Estas ondas electromagnéticas viajan a 299,792,458 m/s en el vacío, y a menor velocidad en otros medios transparentes.
      • Ondas sonoras, son ondas de compresión-dilatación que se propagan por gases (aire), líquidos o sólidos.
      • Olas , son perturbaciones de la superficie de equilibrio de los líquidos.
      • Ondas sísmicas, son ondas mecánicas que se propagan por el interior de la Tierra y causan los terremotos.
    • Propiedades de una onda 1 La onda más sencilla o fundamental es la armónica o sinusoidal.
    • Propiedades de una onda 2 En ella distinguimos tres parámetros fundamentales: su amplitud (y) , que indica la intensidad de la onda su longitud de onda ( l ) , que es la distancia entre crestas o valles sucesivos, y su frecuencia que es el número de perturbaciones por segundo.
    • Propiedades de una onda 3
      • La longitud de onda y la frecuencia de una onda están ligadas por la siguiente relación:
              • l =C/ f
              • Donde:
              • l es la longitud de onda
              • f es la frecuencia y
              • C es la velocidad a la que se desplaza la onda
    • Unidades astronómicas de distancia 1 En astronomía se utilizan varias unidades de distancia. Las más comunes son: ua : unidad astronómica de distancia pc : Parsec al : Año luz
    • Unidades astronómicas de distancia 2 La ua (unidad astronómica de distancia) es la distancia media entre el Sol y la Tierra. O sea, 149.597.870 km. Aproximadamente 150 x 10 6 km
    • Unidades astronómicas de distancia 3 El Parsec (pc): Su nombre se deriva del inglés par allax of one arc sec ond (paralaje de un segundo de arco). En sentido estricto pársec se define como la distancia a la que una unidad astronómica (ua) subtiende un ángulo de un segundo de arco (1"). En otras palabras, una estrella dista un pársec si su paralaje es igual a 1 segundo de arco. Equivales a 3,09 × 10 13 km ó 3,09 x 10 15 m, ó 3,09 Pm
    • Unidades astronómicas de distancia 4 el Parsec
    • Unidades astronómicas de distancia 5 Año luz (al): es la distancia que recorre la luz en un año. Un año luz no es una unidad de tiempo , sino de longitud El al equivale aproximadamente a 9,46 × 10 12 km
    • Unidades astronómicas de distancia 5
      • O sea:
          • ua = 150 x 10 6 km
          • pc = 30,9 × 10 12 km
          • al = 9,5 × 10 12 km
    • Unidades astronómicas de distancia 5
      • O sea:
          • 1 pc = 206.000 ua = 0.2 x 10 6 ua
          • 1 al = 63.000 ua = 63 x 10 3 ua
          • 1 pc = 3.25 al
          • 1 al = 0,31 pc
    • Determinación de distancias en el Universo 1
      • La distancia de los objetos más cercanos se puede determinar por triangulación.
      • Más exactamente por el llamado paralaje anual .
    • Determinación de distancias en el Universo 2
      • Los paralajes de las estrellas están por debajo del segundo de arco.
      • La más cercana, Próxima Centauri , tiene un paralaje de 0"765, correspondiente a 1,31 pc, o 4,3 años luz.
      • Como, al aumentar la distancia, el ángulo de paralaje se va haciendo cada vez menor, el error se va haciendo cada vez más significativos. De modo que a partir de l00 años luz ya no es fiable el paralaje anual trigonométrico para determinar distancias estelares.
    • Determinación de distancias en el Universo 3
      • Para medir distancias mayores de 4 años luz, se utiliza un tipo de estrella variable: las llamadas Cefeidas.
      • En estas estrellas hay una relación fija entre su brillo y su período de pulsación.
    • Determinación de distancias en el Universo 4
      • Cuanto más brillante sea una Cefeidas, más largo será su periodo de pulsación.
    • Determinación de distancias en el Universo 5
      • Conociendo su periodo podemos saber su magnitud verdadera.
      • Conociendo la magnitud verdadera de una estrellas y su magnitud aparente (la que observamos desde la Tierra) se puede calcular fácilmente la distancia a la que se encuentra.
    • Determinación de distancias en el Universo 6
      • El cálculo se basa en la ley del inverso del cuadrado de la distancia
      • Las Cefeidas conocidas más remotas están en la galaxia del núcleo del cúmulo de Virgo, a una distancia estimada de 14.9 ± 1.2 Mpc o 48,5 M al .
    • Determinación de distancias en el Universo 7 Otros métodos
    • Determinación de distancias en el Universo 8 Alcance de los principales métodos Cefeidas: Hasta 24 M al Galaxias con Cefeidas y Supernovas del tipo Ia: Hasta 100 M al Galaxias con Supernovas de tipo Ia: Hasta 1000 M al Corrimiento hacia el Rojo/efecto Doppler: 13.700 M al (o sea, el Universo visible)
    • Espectro continuo y espectro de líneas 1
      • Los metales y la mayor parte de los sólidos cuando se calientan a temperaturas elevadas emiten luz.
      • La luz que emiten tiene un espectro continuo
    • Espectro continuo y espectro de líneas 2
      • Sin embargo, los elementos químicos en estado gaseoso, cuando se calientan a temperaturas elevadas emiten un espectro discontinuo, denominado espectros de líneas.
      Espectro de líneas del Hidrógeno Espectro de líneas del Hierro
    • Espectro continuo y espectro de líneas 3
      • El espectro de cada elemento es característico y único. De modo que permite identificarlo de forma unívoca.
      Espectro de líneas del Hidrógeno Espectro de líneas del Hierro http://jersey.uoregon.edu/vlab/elements/Elements.html
    • Espectro continuo y espectro de líneas 4
      • Lo mismo ocurre con algunas moléculas sencillas, como el Metano, Dióxido de carbono, Amoniaco…
      • Si bien, las moléculas tienden a emitir esas líneas en el infrarrojo
      • Esto permite detectar estos elementos y moléculas a gran distancia en el universo
    • Espectro de emisión del metano
    • Espectro de emisión y de absorción 1 Los espectros anteriores son los emitidos por las sustancias al calentarse y se llaman por ello espectros de emisión Si una luz de espectro continuo pasa a través de un gas, el gas absorbe una series de frecuencias concretas. Este es el espectro de absorción Los espectros de absorción y de emisión de una determinada sustancia son complementarios http://jersey.uoregon.edu/vlab/elements/Elements.html
    • Espectro de emisión y de absorción 2                                                                     
    • Espectro de emisión y de absorción 3                                                                                         
    • Espectro de emisión y de absorción 4 Los espectros de absorción permiten reconocer la composición de las nubes de gases y de las atmósferas de los componentes del universo
    • Determinación de distancias en el Universo 9 El desplazamiento hacia el rojo Las líneas negras que se observan en el espectro superior están desplazadas hacia el rojo en el espectro inferior
    • Determinación de distancias en el Universo 10 El efecto Doppler 1
    • Determinación de distancias en el Universo 10 El efecto Doppler 2
    • Determinación de distancias en el Universo 10 El efecto Doppler 3 f = Frecuencia observada f 0 = Frecuencia emitida v s,r = Velocidad del emisor respecto al receptor c = Velocidad de la luz
    • Determinación de distancias en el Universo 11 Comparación entre la velocidad de alejamiento de cefeidas y supernovas, y su distancia a la Tierra: La constante de Hubble H 0 = 70 km/s/Mpc ó 21,5 km/s/M años luz
    • ¿Cómo medir la distancia de un objeto celeste mediante el corrimiento hacia el rojo? 1.- Calcular la velocidad a la que se aleja de la Tierra en km/seg, según su corrimiento hacia el rojo y el efecto Doppler. 2.- Dividir la velocidad calculada entre la constante de Hubble (70 km/seg/Mpa) 3.- El cociente obtenido será su distancia a la Tierra expresada en Mpc
    • Determinación de distancias en el Universo 12 Resumen de los métodos
    • Determinación de distancias en el Universo 13 Resumen: utilidad de los métodos Palaraje , hasta 100 al o 30 pc Cefeidas , hasta 24 M al o 8 Mpc Supernovas 1a , hasta 1000 M al o 325 Mpc Efecto Doppler , hasta 13.700 M al o 4.200 Mpc, o sea, el radio del Universo Visible