Nuestro lugar en el universo.doc

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  1. 1. TEMA: NUESTRO LUGAR EN EL UNIVERSOI.-EL UNIVERSO EN LA ANTIGUEDAD Resulta fácil imaginar que una de las primeras preguntas que el ser humano sehizo cuando tuvo conciencia de sí mismo debió de ser qué representaban los cuerposbrillantes que veía en el cielo durante las noches despejadas. Su curiosidad le llevó aobservar que algunos de estos astros, los planetas (errantes), cambiaban de posición deuna noche a la siguiente, mientras que otros, las estrellas, parecían inmóviles. Surgió así la astronomía como ciencia dedicada a realizar las mediciones quepermitirían describir los fenómenos observados en el cielo y las causas que losprovocaban. Las primeras teorías eran geocéntricas, estas señalaban que la Tierra era elcentro del universo, y en torno a ella giraban los astros cuyo movimiento se observaba.Salvo excepciones (Aristarco de Samos), estas teorías se mantuvieron hasta el sigloXVI, época en la que empezaron a abrirse paso las teorías heliocéntricas queconsideraban que el Sol era el centro del universo y en torno a él giraban los demásastros.I.1.- Astronomía antigua En la antigüedad clásica se conocían siete astros que se movían sobre el fondoestrellado: el Sol, la Luna, Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno (los cinco últimospresentaban un movimiento irregular cuando se les observaba durante largos períodosde tiempo). Se estudia su movimiento analizando las variaciones que experimentaba subrillo a lo largo del tiempo: el brillo aumentaba cuando estaban más próximos. En unmomento, Marte parecía invertir su movimiento y retrocedía en el cielo; este efecto seconocía como movimiento retrógado.Eudoxio de Cnidos (390-337 a.C), discípulo dePlatón, imaginó el Universo constituido por 27esferas concéntricas que giraban en torno a laTierra. La esfera más externa correspondía a labóveda celeste en la que estaban fijas las estrellas.Aristóteles (384-322 a.C) supuso la existencia,más allá de la esfera donde estaban las estrellas,del móvil primario que haría girar la bóvedaceleste con ritmo regular y que lo consideraba deorigen divino.Aristarco de Samos (310-230 a.C) hizo mediciones precisas para investigar lanaturaleza de los astros y, sin tener en cuenta las especulaciones filosóficas deAristóteles, estableció por primera vez el modelo del Universo heliocéntrico: afirmó queel Sol era mucho mayor que la Tierra y que esta, junto con los demás planetas giraban asu alrededor en órbitas de distintos radios y velocidades. Supuso además que la Tierratambién giraba alrededor de sí misma, tenía por tanto, dos movimientos: uno de rotacióncon periodicidad diaria y otro de traslación con periodicidad anual. 1
  2. 2. La teoría heliocéntrica de Aristarco fue rechazada frente a las geocéntricas por dosrazones: • Se oponía a la idea filosófica indiscutible de que la Tierra era el centro deluniverso. • Si era cierta, una misma estrella, dependiendo de la posición de la Tierra en sugiro en torno al Sol, debería verse en distintas posiciones del fondo celeste. Estefenómeno, conocido como paralaje estelar, no había sido observado por ningúnastrónomo conocido y debía ser evidente con las estrellas más próximas a la Tierra.Aristarco justificó la no observación por el hecho de que todas las estrellas seencontraban muy alejadas de la Tierra. (Hasta el siglo XIX, mediante las observacionesprecisas de Bessel, no se demostró la existencia del fenómeno de paralaje estelar)Eratóstenes (276-194 a.C) realizó mediciones bastante aproximadas para establecer laesfericidad de la Tierra y calcular con gran precisión el perímetro y el radio terrestres.Hiparco de Nicea (190-120 a.C), matemático y astrónomo, elaboró el primer mapaestelar, un catálogo que contenía cerca de 850 estrellas.I.2.-El modelo geocéntrico de Ptolomeo Claudio Ptolomeo (100-170 d.C) fue uno de los astrónomos que más contribuyóal mantenimiento de las teorías geocéntricas. Elaboró un complejo modelo geométricoque permitía dar una explicación a las distancias cambiantes entre la Tierra y losplanetas, manteniendo la inmovilidad de aquella y su posición como elemento centraldel universo. Imaginó que los planetas giraban alrededor dela Tierra describiendo pequeñas órbitas circulares alas que llamó epiciclos, cuyo centro se desplazabadescribiendo una órbita circular alrededor de laTierra, a la que denominó deferente. Ambos giros, el del epiciclo y el de ladeferente, podían tener velocidades, direcciones yradios independientes, lo que explicaba lasirregularidades observadas en el movimiento de losplanetas, concretamente explicaba el movimientoretrógado. Tuvieron que pasar 1300 años para que serecuperase el modelo heliocéntrico de Aristarco deSamos gracias a Copernico.I.3.-El modelo heliocéntrico de Copérnico Nicolás Copérnico ideó un modelo matemático mucho más simple que el dePtolomeo que permitía explicar los datos conocidos acerca del movimiento de losastros. Planteó un sistema heliocéntrico, con el Sol en el centro del universo, losplanetas girando a su alrededor y la Luna girando alrededor de la Tierra. La gran ventajadel modelo copernicano era su sencillez. 2
  3. 3. Suponía también la existencia de una esferainmóvil en la que se localizaban las estrellas queestaban fijas; explicó que su movimiento aparente eraconsecuencia de la rotación de la Tierra. Comotambién lo era el movimiento retrógrado de losplanetas. También llegó a establecer datos bastanteprecisos de los períodos orbitales de los planetasalrededor del Sol. El sistema heliocéntrico tardó más de un sigloen ser aceptado. Tycho Brahe (1546-1601) no aceptó el modelo copernicano y propuso unmodelo en el que la Luna y el Sol giraban alrededor de la Tierra y el resto de planetas lohacían alrededor del Sol. Aunque estaba equivocado Brahe dejó un importante legadoacerca de la posición y el movimiento de los planetas. Su discípulo, Kepler, tomó dichosdatos para perfeccionar la teoría de Copérnico dando lugar a tres leyes. Galileo Galilei (1564-1642) perfeccionó el telescopio (inventado por elholandés Lippershey) y lo utilizó para realizar observaciones astronómicas, lo que lepermitió obtener pruebas indiscutibles de la exactitud del sistema de Copérnico.Observó satélites girando alrededor de Júpiter, manchas en el Sol, fases en Venus yzonas claras y oscuras en la Luna. Sin embargo, se opuso a las órbitas elípticasapuntadas por Kepler dado que para él, el círculo era la curva perfecta. Sus ideas le acarrearon problemas con la inquisición y abjuró de ellas.II.- LA CINEMÁTICA DE LOS PLANETAS: Las leyes de Kepler Johanes Kepler (1571-1630) describió el movimiento de los planetas al tratar derelacionar los datos observados por Brahe con el modelo heliocéntrico de Copérnico.Como consecuencia, enunció las tres leyes del movimiento planetario o leyes de Keplerque representan una descripción cinemática del Sistema Solar:1ª Ley o Ley de las órbitas: Todos los planetas se mueven en órbitas elípticas alrededordel Sol, ocupando éste uno de sus focos.2ª Ley o Ley de las áreas: El vector de posición de cada planeta respecto al Sol barreáreas iguales en tiempos iguales (velocidad areolar constante). 3
  4. 4. 3ª Ley o Ley de los periodos: Los cuadrados de los períodos de revolución de losplanetas en su movimiento alrededor del Sol son proporcionales a los cubos de lossemiejes mayores de sus órbitas. T2 = K (constante) a3Donde a es el semieje mayor de la elipse y T es el periodo de traslación del planeta.Estas leyes son sólo empíricas, se deducen de las observaciones experimentales.III.- LA DINÁMICA DE LOS PLANETAS: La ley de Gravitación Universal Los estudios de Kepler permitieron describir el movimiento de los planetas perose desconocía cúal era la causa que les obligaba a realizar ese movimiento orbital.Científicos de la época, como Hooke y Halley, supusieron que era debida a una fuerzaatractiva ejercida por el Sol, cuyo valor dependía del cuadrado de la distancia al planeta,Kepler llegó a suponer que esa fuerza era de tipo magnético. Newton fue quien encontró la respuesta. Partiendo de las leyes de Kepler llegó adeterminar la existencia de la ley de la gravitación universal, con la cual explica no soloque el Sol atrae a los planetas con una fuerza cuyo valor varía inversamente con elcuadrado de la distancia y que es la responsable de su movimiento, sino que lainteracción gravitatoria es una acción a distancia. La idea genial de Newton con respecto a la gravitación fue establecer que lafuerza responsable del movimiento de los planetas era del mismo tipo que la fuerzaresponsable de que los cuerpos caigan al suelo cuando se dejan libres. La fuerzagravitatoria no se establece solo entre el Sol y los planetas, sino que se pone demanifiesto entre dos cuerpos cualesquiera.Enunciado de la ley de la Gravitación Universal: “Dos cuerpos cualesquiera se atraen el uno al otro con una fuerza cuyomódulo es directamente proporcional al producto de sus masas e inversamenteproporcional al cuadrado de la distancia que los separa; su dirección es la de la líneaque une ambos cuerpos, y su sentido es de uno al otro”Enesta expresión M y m sonlas masas de los cuerpos, G es la constante de gravitación universal G = 6.67·10-11 Nm2/kg2, y r es la distancia entre los centros de los cuerpos.IV.- COSMOLOGÍA 4
  5. 5. Es la ciencia que estudia la estructura del universo, su origen, su evolución y su futuro.El universo es un inmenso vacío en el que hay millones de galaxias. En cada galaxiahay millones de estrellas, planetas y nebulosas (gas y partículas sólidas llamadas polvo). 75 % HidrógenoSu composición química es 20 % Helio  5 % Re sto de elementos  La parte no visible del Universo se denomina materia oscura (no se detectaporque no emite radiación) y hoy se cree que constituye el 90 % del universo. El Universo se originó hace 13700 millones de años en una gran explosión(Teoría del Big Bang).IV.1.- Las distancias en el universoUnidad Astronómica (UA)Es la distancia que separa la Tierra del Sol: unos 150 millones de kms. La UA se utilizapara establecer distancias en el Sistema Solar, por ejemplo entre planetas.Año-LuzEs una unidad de longitud empleada en astronomía para medir grandes distancias, másallá del Sistema Solar. Es igual a la distancia recorrida por la luz en un año solar medio.El año luz no es una unidad de tiempo, sino de longitud.Tomando para la velocidad de la luz un valor de 300.000 km/s, un año luz equivale ennúmeros redondos a 9.461.000.000.000 km (algo menos de 10 billones de km)Algunos ejemplos:- La luz tarda 8 minutos en viajar desde el Sol hasta la Tierra.- Nuestra galaxia, la Vía Láctea, tiene 100 000 años luz de diámetro- La estrella más próxima a la Tierra después del Sol es Alfa Centauri a 4,2 años luzIV.2.- Origen del universo. Teoría del Big Bang 5
  6. 6. La Teoría de la Gran Explosión (Big Bang) o Modelo Estándar se basa en laTeoría de la Relatividad General de Einstein de 1915.Describe la expansión del Universo a partir de unestado inicial extremadamente caliente y denso conpropiedades desconocidas (singularidad) donde todo loque compone el Universo actual estaba comprimido enun punto muy pequeño (infinitesimal). Ese puntoconcentraba toda la materia, la energía y el espacio-tiempo. Antes del Big-Bang no había ni "fuera" ni"antes".Al principio la gran expansión pasó por una fase decrecimiento muy rápido (Fase Inflacionaria). Alexpandirse, las fluctuaciones de densidad (habría zonascon más materia), dieron lugar a regiones de densidadmayor en las que la materia se agrupó en estrellas,galaxias y otros objetos.IV.2.1.- Pruebas del Big Bang ● Efecto Doppler El efecto Doppler es el cambio de frecuencia de las ondas, ya sean sonoras,luminosas o de cualquier otro tipo, cuando el emisor de las ondas se acerca o se aleja delobservador. Las ondas de luz emitidas por las galaxias presentan una desviación hacia elrojo, lo que indica que se alejan de nosotros. ● Enfriamiento del Universo En 1948, Alpert, Herman y Gamow calcularon la temperatura del universo en3 K. En 1965 Penzias y Wilson descubrieron con una antena, la radiación cósmica defondo, una radiación electromagnética correspondiente a un cuerpo que se encuentra ,precisamente, a 3 K. Esta radiación cósmica de fondo es responsable de la mala recepción en la señalde televisión ocasionalmente.IV.3.- Futuro del universo 6
  7. 7. Existen cuatro hipótesis acerca de la evolución del Universo: → Si el Universo tuviera gran cantidad de materia, la fuerza de la gravedad acabaría por detener la expansión y daría lugar al Big Crunch. Sería un universo cerrado. → Si no tuviera suficiente materia, la expansión continuaría indefinidamente. Se trata de un universo abierto. → Actualmente se cree que el universo es plano, en equilibrio entre abierto y cerrado que se expandirá por siempre, cada vez a ritmo más lento. →Finalmente otra posibilidad consiste en que la expansión se acelere. Las supernovas observadas en galaxias lejanas en 1998 parecían un 20% más débiles de lo que sería de esperar si el universo fuera plano o abierto.V. LA MATERIA VISIBLE DEL UNIVERSOV.1.- LAS GALAXIASLas galaxias son acumulaciones de materia en el Universo,formadas por estrellas, planetas, otros cuerpos y materiainterestelar unidos por la fuerza de la gravedad- Se conocen unas 100.000 galaxias.- Cada una puede contener entre 100.000 a 3 billones deestrellas.- Un ejemplo de galaxia es la Vía Láctea.Tipos de Galaxias 7
  8. 8. Galaxias espirales: poseen un núcleo central abultado y repleto de estrellas y variosbrazos espirales.Galaxias espirales barradas: Son unavariedad de galaxia espiral que posee unaestructura en forma de barra que atraviesa elnúcleo. Parece como si la "barra" rotaracomo un solo cuerpo sólido.Galaxias lenticulares: A medio caminoentre una galaxia elíptica y una espiral.Tienen forma de disco.Galaxias elípticas: poseen forma esférica uovalada, con muchas estrellas que estánllegando al final de su vida.Galaxias irregulares: No poseen una forma definida, se trata de agrupacionesirregulares de estrellas y nebulosas.La vía Láctea- Galaxia espiral- Contiene unos 200.000 millones de estrellas. Una de esas estrellas es el Sol- Diámetro: 120.000 años luz. Espesor: 7.000 años luz- El Sistema Solar se encuentra en uno de los brazos de la espiral (en el brazo de Orión)a 30.000 años luz del centro galáctico- El Sistema Solar da una vuelta a la galaxia cada 225 millones de añosV.2. LAS ESTRELLAS 8
  9. 9. - Una estrella es una esfera formada principalmente por hidrógeno y helio que generaconstantemente energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energíase emite al espacio en forma de radicación electromagnética (principalmente luz),neutrinos y viento estelar (flujo de protones de alta energía).- Equilibrio entre fuerza gravitatoria (tiende a mantener unida la estrella) y la presiónde radiación (tiende a separarla).– Muchas estrellas forman parte de cúmulos estelares.– La mitad de las estrellas pertenecen a sistemas binarios o múltiples. Ejemplos desistema binarios o estrellas dobles son las Cefeidas. Ejemplo de estrellas múltiples:Lira.– La estrella más próxima al Sol es Alfa Centauri. Un sistema de 3 estrellas situado a4,2 millones de años luz de la tierra.- Algunas estrellas importantes:Estrella Polar (Constelación de Osa Menor).Vega (Constelación de Lira) situada a 26 años luz.Sirio (Constelación del Can Mayor).Rigel y Betelgeuse (Constelación de Orión).Aldebarán (Constelación de Tauro) situada a 53 años luz de la Tierra y unaluminosidad 90 veces la del Sol.Algol (Constelación de Perseo) que en realidad es un sistema doble.Arturo (Constelación del Boyero) con un diámetro 22 veces mayor que el Sol.Antares (Constelación del Escorpión). Se trata de una gigante roja. 9
  10. 10. Origen de las estrellas- Nacen en nubes moleculares de enormesdimensiones constituidas en su mayor parte porhidrógeno (H2)- La masa de una sola nube puede dar origen amuchísimas estrellas como el Sol.- Una estrella se forma a partir de fragmentos dela nube molecular que comienzan a contraerse ya girar por acción gravitatoria hasta que alcanzala densidad de una estrelladando lugar a unaprotoestrella. Durante este proceso, laprotoestrella seguirá ganando masa procedentede la nube molecular.- La rotación de la protoestrella hace que sedesarrolle en órbita un disco de materia quepuede dar lugar a un sistema planetario.- Con el tiempo, la protoestrella comienza ahacerse visible (se enciende). En estrellas deltamaño del Sol esto sucede 1 millón de añosdespués de inciarse el colapso gravitatorio.- 10 millones de años después, la estrellaalcanza la temperatura suficiente para que seinicien las reacciones termonucleares en suinterior.- La formación de un sistema planetario a su alrededor requiere de otros 100 millones deaños más.Evolución de una estrella- Se puede decir que a excepción del hidrógeno, que era el elemento químico en losinicios del Universo, el resto de los elementos químicos se han originado en lasestrellas.- La evolución de una estrella va a depender de su masa inicial.- La masa de una estrella no cambia mucho a lo largo de su vida (la fuerza de lagravedad es similar), lo que cambia es la presión de radiación. 10
  11. 11. EtapasA.- Etapa inicial (Secuencia principal)Durante esta fase de su vida, la energía se obtiene a partir de reacciones termonuclearesde fusión usando hidrógeno como combustible. Los núcleos de hidrógeno se fusionan(fusión nuclear) y dan lugar a helio.La duración de esta etapa va a depender del tamaño de la estrella (y de la cantidad de Hque tenga en su núcleo). Una estrella del tamaño del Sol durará unos 10.000 millones deaños en esta fase. Una estrella 10 veces mayor que el Sol estará en esta fase sólo unos100 millones de años ya que consume el H a mayor velocidad.Cuando la estrella agota casi todo el H de su núcleo no puede mantener las reaccionestermonucleares y se hunde bajo su propio peso. Como consecuencia se calienta más y escapaz de fusionar el He para dar carbono; cuando se agote el He, fusionará el carbonopara dar oxígeno.B.- Fase de gigante y supergigante rojaA partir de aquí, hay dos posibles caminos dependiendo de la masa de la estrella.Las de masa baja e intermedia:Éstas no consiguen fusionar los átomos de C y O en elementos más pesados y la fusióndel hidrógeno en helio y del helio en carbono y oxígeno se extiende a capas cada vezmás superficiales.La estrella se expande y se vuelve más fría y luminosa, proceso que la convierte en unagigante roja. En el caso del Sol, cuando llegue a esta fase, su tamaño superará al de laórbita de la Tierra.La dilatación de la envoltura continúa hasta que el núcleo de carbono y oxígeno pierdeel control sobre ella y se expande libre en el espacio formando una nebulosa planetaria(nube de gas y polvo) y su núcleo se convierte en una enana blanca que se iráenfriando progresivamente. 11
  12. 12. Si se trata de estrellas de gran masa (entre 6 y 10 veces la del Sol) el proceso es muyparecido pero mucho más rápido.En este caso, la estrella se convierte en una supergigante roja.Debido a la enorme gravedad de la estrella, el helio seguirá fusionándose convirtiendoel He en carbono, el carbono en neón, el neón en oxígeno, el oxígeno en silicio yfinalmente, el silicio en hierro. Cuando se agota el combustible, desaparece la fuerza deradiación que mantenía a la estrella y se produce una implosión seguida de unaexplosión (supernova) con una luminosidad tal que puede eclipsar a la galaxia donde seencuentre. Esta explosión da lugar a la formación de elementos pesados como el uranio.El colapso se detendrá o continuará dependiendo de la masa del núcleo:- Si el núcleo de la estrella no supera las 8-10 veces la masa del Sol, el colapso sedetendrá y la temperatura será tan alta que la materia se convierte en un amasijo de suscomponentes más simples: protones, neutrones y electrones, originando una estrella deneutrones o púlsar. Poseen una enorme densidad y emiten luz de forma intermitentecomo si fueran faros.- Si el núcleo de la estrella es mayor de 10 veces la del Sol, nada puede detener sucolapso, que continuará hasta que su densidad se vuelva infinita y se convierta en unagujero negro. La fuerza de atracción de un agujero negro es tan grande que ni la luzpuede escapar.V.3.- LOS PLANETASSon cuerpos que carecen de luz propia y describen una órbita generalmente elíptica y depoca excentricidad alrededor de una estrella.El brillo de los planetas se debe al hecho de que reflejan la luz que les llega desde laestrella alrededor de la cual orbitanActualmente se conocen alrededor de 250 planetas extrasolares (exoplanetas) orbitandoalrededor de otras estrellas. La mayoría tienen masas comparables a la de Júpiter. 12
  13. 13. VI.- EL SISTEMA SOLAREl Sistema Solar tiene un radio de unas 1.000.000 UA y la siguiente composición: * Sol: es una estrella enana y amarilla, formada por hidrógeno y helio, en su interior se alcanzan los 15 millones de grados centígrados. Concentra el 98% de la masa del sistema solar. * Los planetas: son cuerpos celestes que orbitan alrededor del Sol. Carecen de luz propia (reflejan la del Sol). Sus órbitas se hallan todas en un mismo plano (eclíptica). Describen un movimiento de traslación (alrededor del Sol) y otro de rotación (sobre sí mismos). Según su composición se clasifican en: → interiores o terrestres (Mercurio, Venus, la Tierra y Marte) → exteriores o gigantes (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) * Los planetas enanos: Esta nueva categoría inferior a planeta la creó la Unión Astronómica Internacional en agosto de 2006. Se trata de cuerpos cuya masa les permite tener forma esférica, pero no es la suficiente para haber atraído o expulsado a todos los cuerpos a su alrededor y que no son satélites de un planeta u otro cuerpo no estelar. Plutón, Ceres, Eris y Xena están dentro de esta categoría. * Satélites: cuerpos celestes que giran en torno a los planetas. * Asteroides: Los asteroides son objetos rocosos y metálicos que orbitan alrededor del Sol pero que son demasiado pequeños para ser considerados como planetas. Se conocen como planetas menores. Se encuentran, sobre todo en el cinturón de asteroides, entre Marte y Júpiter. * Cometas: pequeños cuerpos celestes que orbitan más allá de Neptuno, en el cinturón de Kuiper. Formados por hielo y partículas de polvo. * Meteoritos: Son partículas generalmente pequeñas (5 a 10 cm la mayoría) que procedentes del espacio, caen a la Tierra. Al entrar en la atmósfera la fricción hace que se calienten y entren en ignición emitiendo luz produciendo un meteoro o estrella fugaz. 13
  14. 14. VI.1.- FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR Es difícil precisar el origen del Sistema Solar. Los científicos creen que puedesituarse hace unos 4.650 millones de años. La teoría aceptada hoy en día y que explica su origen recibe el nombre de Teoríade los Planetesimales. Estos son los puntos en que se basa:→ Una nube de gas y polvo cuyas partículas, por efecto de lagravedad, habrían comenzado a juntarse unas con otras,habría alcanzado la temperatura suficiente para iniciar lasreacciones de fusión, apareciendo una estrella que sería elSol.→El resto de la nebulosa, dispuesta alrededor del Sol,comenzaría a enfriarse y sus componentes moleculares sehabrían colocado de acuerdo a su densidad y masa por laatracción gravitatoria solar de la manera siguiente: a.- Los elementos y moléculas más densos serían atraídos con mayor fuerza y quedarían más cerca del Sol, originando los planetas terrestres. b.- Los componentes gaseosos, más ligeros serían atraídos con menos fuerza y quedarían más lejos, originando los planetas gaseosos. c.- Habrían aparecido pequeños cuerpos sólidos de distintos tamaños que se atraerían unos contra otros, uniéndose y formando cuerpos cada vez mayores. Estos cuerpos sólidos reciben el nombre de planetesimales. d.- Finalmente estos planetesimales irían formando los ocho grandes cuerpos que terminarían dando los planetas. Los asteroides son planetesimales que sobraron. Más allá de Neptuno quedaron restos gaseosos congelados formando los cometas; Plutón sería un objeto cometario atraído posteriormente por la gravedad del Sistema Solar. Los satélites más grandes se formarían igual que los planetas y otros serían asteroides y cometas capturados. 14

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