1.01 Introducción
1.02 Mapas Conceptuales
1.03 Primeras ideas
1.03.1 El proceso a Galileo
1.04 El Origen del Universo
1.04.1 El Big Bang
1.04.2 ¿Cuál es el final del Universo?
1.04.3 La Cosmologia Moderna
1.05 La formación de los elementos
1.05.1 La formación de las estrellas
1.05.2 El ciclo vital de una estrella
1.06 La Investigación del Universo
1.06.1 Los telescopios espaciales
1.06.2 Las unidades de medida del Universo
1.07 El Sistema Solar
1.07.1 Nuestro Sistema Solar
1.08 La exploración del Sistema Solar
Nuestro Lugar en el Universo
• Del Megalítico se conservan grabados en piedra de las figuras de ciertas constelaciones: la Osa Mayor, la Osa Menor y las Pléyades. En ellos cada estrella está representada por un alvéolo circular excavado en la piedra.
• Hay construcciones megalíticas que sirven para determinar solsticios, equinoccios, eclipses…
Sumerios
Elaboración de un calendario agrícola basado en los movimientos celestes
Nuestro Lugar en el Universo
Antigüedad:
Egipcios
El calendario egipcio surge a principios del tercer milenio antes de Cristo y es el primer calendario solar conocido de la Historia, con una duración del año de 365.25 días (como el actual)
El calendario Juliano y, más tarde, el Gregoriano - el que usamos actualmente -, no son más que una modificación del calendario civil egipcio.
Griegos
Eudoxio y su discípulo Calipo propusieron la teoría de las esferas homocéntricas, capaz de explicar la cinemática del sistema solar.
Nuestro Lugar en el Universo
Antigüedad
:
Universo de Aristóteles
http://astro.unl.edu/naap/ssm/animations/ptolemaic.html
Romanos
Nuestro Lugar en el Universo
Edad Media
:
Árabes
Los Árabes fueron quienes después de la decadencia de los estudios Griegos y la entrada de occidente en una fase de oscurantismo durante los siglos X a XV, continuaron con las investigaciones en astronomía dejando un importante legado: tradujeron el Almagesto y catalogaron muchas estrellas con los nombres que se utilizan aun en la actualidad, como Aldebarán, Rigel y Deneb.
Nuestro Lugar en el Universo
Edad Media
:Reinos
Cristianos
Alfonso X fomentó la traducción de libros astronómicos y astrológicos, en especial de procedencia árabe y judía, traducidos por lo general al latín y de esta lengua al castellano. Entre éstos pueden citarse los Libros del saber de astronomía.
En Europa dominaron las teorías geocentristas promulgadas por Ptolomeo y no se presentó ningún desarrollo importante de la astronomía.
Nuestro Lugar en el Universo
Renacimiento
Las aportaciones de Nicolás Copérnico supusieron un cambio radical en la astronomía.
Nuestro Lugar en el Universo
Renacimiento
Nuestro Lugar en el Universo
Heliocentrismo
El Sol como centro de universo
Geocentrismo
La tierra como centro de universo
•La Tierra permanece inmóvil en el centro del Universo.
•Está rodeada de ocho esferas
concéntricas que transportan al Sol, la Luna, los cinco planetas conocidos en ese momento y las estrellas fijas.
•Los planetas arrastrados por estas
esferas se mueven en círculos perfectos.
•La última esfera contiene las
estrellas fijas que siempre se encuentran en las mismas posiciones unas respecto de las otras.
•El Universo es finito y acaba en la esfera de las estrellas fijas.
•El Sol se encuentra inmóvil en el
centro del Universo.
•La Tierra y los demás planetas
conocidos giran alrededor del Sol en círculos perfectos.
•La Tierra describe dos tipos de
movimientos: uno de rotación sobre sí misma y otro de traslación alrededor del Sol.
•Alrededor del sistema solar se
encuentra una esfera con las estrellas fijas.
Nuestro Lugar en el Universo
Renacimiento
El observador mas importante del siglo XVI fue Tycho Brahe, un buen observador y con el dinero para construir los equipos mas avanzados y precisos de su época.
Desde 1580 hasta 1597, Tycho observó el Sol, la Luna y los planetas en su observatorio situado en una isla cercana a Copenhague y después en Alemania.
Realizó un catalogo estelar, dando la posición exacta de mas de 70 estrellas.
Nuestro Lugar en el Universo
Las leyes de Kepler :
1.- Los planetas giran alrededor del Sol en orbitas elípticas estando este en uno de sus focos.
2.- Una línea dibujada entre un planeta y el sol barre áreas iguales en tiempos iguales.
3.- El cubo de la distancia media de cada planeta al Sol es proporcional al cuadrado del tiempo que tarda en completar una órbita.
Nuestro Lugar en el Universo
Isaac Newton
:A partir de las observaciones y conclusiones de Galileo, Tycho Brahe y Kepler, Newton llegó, por inducción, a sus tres leyes simples del movimiento y a su mayor generalización fundamental: la ley de la gravitación universal.
Newton además modificó los telescopios creando los telescopios reflectores Newtonianos que permitieron la observación mas claras de objetos muy tenues.
Nuestro Lugar en el Universo
Siglo XX
Albert Einstein propuso su Teoría de la Relatividad General en la que se deduce que el universo no debe ser estático sino que se encuentra en expansión
William de Sitter elabora un modelo de un universo en expansión Friedman y Lamaître llegan a las mismas conclusiones
Se comenzó a pensar que si el universo se encuentra en expansión alguna vez todo debió estar unido en un punto de luz al cual llamó singularidad o "átomo primordial" y su expansión "Gran Ruido"
Nuestro Lugar en el Universo
Siglo XX
Teoría del Big Bang
La materia, hasta ese momento, es un punto de densidad infinita, que en un momento dado "explota" generando la expansión de la materia en todas las direcciones y creando lo que conocemos como nuestro Universo.
La explosión provocó la transformación de la energía en materia según la ecuación de
Nuestro Lugar en el Universo
Siglo XX
Teoría del Big Bang
El hidrógeno y el helio habrían sido los productos primarios del Big Bang.
Al expandirse, el helio y el hidrógeno se enfriaron y se condensaron en estrellas y en galaxias.
Nuestro Lugar en el Universo
Las 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 del observador
Nuestro Lugar en el Universo
Las pruebas del “BIG BANG”
Enfriamiento del Universo
En 1948, Alpert, Herman y Gamow calcularon la temperatura del universo en 3ºK
En 1965 Penzias y Wilson descubrieron con una antena, la radiación cósmica de fondo, una radiación electromagnética correspondiente a un cuerpo que se encuentra , precisamente, a 3ºK
Esta radiación cósmica de fondo es responsable de la mala recepción en la señal de televisión ocasionalmente.
Nuestro Lugar en el Universo
Edad del Universo
http://www.johnkyrk.com/evolution.esp.html
Nuestro Lugar en el Universo
Edad del Universo
Densidad del universo mayor que la densidad crítica
Durante muchos años, teoría y observación favorecieron el escenario del
“Big Crunch”
Se trataría de un Big Bang a la inversa
Al terminar la época de expansión, el Universo volvería a contraerse y
calentarse
Nuestro Lugar en el Universo
Edad del Universo
Densidad del universo menor que la densidad crítica
El descubrimiento de la aceleración cósmica elimina la posibilidad del
Big Crunch
Nuestro Lugar en el Universo
Edad del Universo
Densidad del universo igual que la densidad crítica
El Universo se expandirá sin límite, hasta dejar a la Vía Láctea aislada en
el centro del Universo observable.
Nuestro Lugar en el Universo
Edad del Universo
Muerte térmica del Universo
Todas las estrellas masivas explotarán
Las estrellas similares al Sol acabarán como enanas blancas en unos
pocos billones de años
Tanto éstas como el material intergaláctico acabará alimentando
agujeros negros gigantes
Nuestro Lugar en el Universo
¿Qué es una estrella?
Son enormes masas de gases, sobre todo de hidrógeno. Las
grandes presiones y temperaturas hacen que se produzcan reacciones
termonucleares de fusión de estos átomos que originan los elementos
químicos: helio, carbono, y todos los elementos de la tabla periódica
más ligeros que el hierro. Este proceso se llama nucleosíntesis estelar.
Las estrellas, por las reacciones nucleares de fusión, liberan
enormes cantidades de energía, entre ellas la luz que nosotros
podemos ver desde la Tierra; según la edad, cada estrella posee un
color determinado: blancas, azules, amarillas, anaranjadas, rojas...
Vida de una estrella
Nacimiento
:
Actúan dos tipos de fuerzas
Contracción
Dispersión
F. Centrífuga
Vida de una estrella
Nacimiento:
Si las fuerzas de dispersión > Fuerzas de contracción:
La nube de gas y polvo se deshace totalmente
Si las fuerzas de dispersión < Fuerzas de contracción:
Colapso gravitatorio
Protoestrella
Una región densa de una nube molecular comienza a colapsar.
El momento angular convierte el fragmento en un disco rotante
La zona del fragmento colapsa más deprisa y se forma una protoestrella. El gas sigue cayendo formando un disco
El colapso se detiene cuando comienzan las reacciones de fusión en el centro de la estrella y se produce un fuerte viento
La vida de las estrellas está dominada por su lucha para vencer su
tendencia a colapsar debido a su propio peso.
En una estrella de secuencia principal, la presión interna del gas es
suficiente para equilibrar la fuerza debida a la gravedad (equilibrio
hidrostático) y su centro es suficientemente caliente para que las
reacciones termonucleares de fusión le proporcionen la energía capaz de
equilibrar la emisión de radiación desde su superficie (equilibrio térmico).
La estrella pasa la mayor parte de su vida en la secuencia principal,
donde transforma hidrógeno en helio.
El tiempo que pasa la estrella en la secuencia principal es inversamente
proporcional a su masa: cuanto más masiva es una estrella, antes abandona
la secuencia principal.
Nuestro Lugar en el Universo
Cuando el hidrógeno de la zona central se agota, la estrella debe
encontrar otra fuente alternativa de energía que le permita mantener su
equilibrio térmico. La única fuente disponible es la energía potencial
gravitatoria.
El centro de la estrella se contrae y su temperatura aumenta hasta que
alcanza la temperatura necesaria para comenzar las reacciones de fusión de
helio.
Cuando el helio de la zona central se agota, el proceso se repite hasta que
se inicia una nueva cadena de reacciones de fusión.
El punto en el cual este proceso se interrumpe depende de la masa de la
estrella. Sólo las de masa más elevada prosiguen fusionando elementos
hasta sintetizar hierro en su interior.
Nuestro Lugar en el Universo
Nuestro Lugar en el Universo
La estructura de una estrella poco
masiva, como el Sol, consiste de una
zona central radiactiva y una envoltura
convectiva. En el centro se está
fusionando hidrógeno para formar helio
mediante la cadena p-p.
Cuando el hidrógeno se agota en su
centro, éste se contrae a la vez que se
expande la envoltura.
Una estrella muy masiva, al
final de su evolución adquiere una
estructura estratificada en “capas
de cebolla”, con los materiales más
La estructura de una estrella
masiva, consiste en una zona central
convectiva y una envoltura radiativa.
En el centro se está fusionando
hidrógeno
para
formar
helio
mediante el ciclo C N O
Cuando el hidrógeno se agota en
su centro, éste se contrae a la vez
que se expande la envoltura.
Se ha formado una super-gigante
roja.
Muerte de una estrella
Depende de la masa de la estrella. Hay dos posibilidades:
1. Masa < 1-4 masa solar La estrella se enfría y palidece.
2. Masa > 4-8 masa solar Continúa la fusión de elementos
Cada vez que se agote un elemento se vuelve a producir una contracción
hasta que concluya con la fusión de átomos de hierro,
que provoca un colapso brusco:
IMPLOSIÓN
IMPLOSIÓN
Aumento de densidad
Efecto rebote
Formación de onda de choque
Explosión muy violenta
Las estrellas con una masa mucho mayor que la del Sol sufren una
evolución más rápida, de unos pocos millones de años desde su
nacimiento hasta la explosión de una supernova. Los restos de la
estrella pueden ser una estrella de neutrones.
Sin embargo, existe un límite para el tamaño de las estrellas de
neutrones, más allá del cual estos cuerpos se ven obligados a
contraerse hasta que se convierten en un agujero negro, del que no
puede escapar ninguna radiación.
Un esquema de la evolución estelar
Contracción Secuencia
principal Gigante roja Nebulosa planetaria Enana blanca
Supergigante Supernova
Estrella de neutrones o
agujero negro 0.75 MSol < M* < 5 MSol
M* > 5 MSol
M* < 1.4 MSol
Astronomía Infrarroja
Métodos de estudio del Universo
Sirven para detectar regiones de formación de estrellas, núcleos de galaxias activas…
La atmósfera absorbe rad. IR, luego las observaciones desde tierra firme son limitadas
Nuestro Lugar en el Universo
Astronomía Ultravioleta
Sirven para detectar galaxias activas, novas, supernovas…
La atmósfera (capa de ozono) absorbe rad. UV, luego las observaciones se hacen desde satélites
Astronomía de rayos X y rayos gamma
