Download
1 / 47
E N D
Modelos imaginarios del Universo • El Universo del “estado estacionario”. En 1948, el astrónomo inglés Fred Hoyle, declaró que el Universo debía mostrar la misma apariencia desde cualquier punto y en cualquier momento en que se observara. Sostuvo que ese estado estacionario se mantenía por efecto de la continua creación de materia necesaria para mantener una densidad constante, es decir, un átomo de hidrógeno por litro cada 20 años ( no puede ser observado en un laboratorio ). La proporción y la densidad de las galaxias viejas y nuevas debería ser la mismo en todo el Universo. Además, el Universo no tuvo principio ni tiene fin. • Esta teoría mereció serias dudas al descubrirse la existencia de los quásares y de la radiación de fondo cósmico de microondas.
Número de fuentes luminosas con la distancia: Lo que se espera observar en un modelo del Big Bang, lo que se espera en el modelo estacionario y lo que es observado de hecho.
Modelos imaginarios del Universo • La teoría del Big Bang. Físico ruso Gamow y cosmólogo belga Georges Lemaitre (1948). El Universo empezó a existir hace unos 15.000 millones de años, como consecuencia de la gran explosión de una partícula infinitesimal. La granexplosión liberó una cantidad ingente de energía; durante los primeros segundos lo único que hubo en el Universo fueron partículas subatómicas y radiación, que todavía se detecta en forma de débiles microondas que llegan del espacio; es la llamada radiación de fondo cósmico de microondas.
El Universo • Al principio, el Universo, era muy pequeño, brillante, caliente, denso y en constante expansión. Durante este proceso parte de su masa se ha condensado y ha dado lugar a millones de estrellas.
Desplazamiento hacia el rojo • A fines de los años de 1920, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble, analizó la luz procedente de las galaxias distantes y descubrió que su longitud de onda era más larga de lo esperado. Ese efecto, llamado desplazamiento hacia el rojo, era un indicio de que esas galaxias se alejaban a gran velocidad de la Tierra y que ocurría algo similar en todas las direcciones, lo que permitió afirmar que el Universo se expande.
Pruebas del Big Bang • En 1965, los físicos Arno Penzias y Robert Wilson captaron con un radiotelescopio, una radiación de microondas (radiación cósmica de fondo) que provenía de todas partes, lo que confirmó la expansión del Universo. • En 2001, Julian Bolliet afirmó que el Universo es plano e infinito, y que seguirá expandiéndose.
Estructura y composición del Universo • El Universo está formado por enormes cúmulos galácticos rodeados de inmensos volúmenes de materia oscura. Cada galaxia está formada por miles de millones de estrellas, las que están constituidas por minúsculas partículas invisibles. Las partículas más corrientes son: los protones, losneutrones y los electrones, que se agrupan en átomos. Protones y neutrones están formados por partículas más pequeñas: los quarks ( partícula fundamental, indivisible y subatómica ).
Quark (establecido por un protón) y antiquark (por un antiprotón)
Cuatro fuerzas fundamentales rigen al Universo • Fuerza de gravedad ( caída de la manzana). • Fuerza electromagnética ( el imán ). • Fuerza nuclear fuerte ( energía del sol ). • Interacción débil ( el reloj fosforescente ). • Los científicos creen que, originalmente, todas las fuerzas estaban combinadas en una única que se creó al principio del Big Bang.
Nebulosas • Son nubes de gas y polvo cósmico.
Estrellas • Una estrella es una enorme bola de gases luminosos y calientes. Nace en el interior de gigantescas nubes constituida por polvo y gases, especialmente hidrógeno. Cuando una zona de la nube aumenta la densidad, esa zona se contrae por efecto de la fuerza de gravedad; la temperatura y la densidad aumentan y se inician las reacciones nucleares que dan origen a las estrellas. • Las protoestrellas pueden ser captadas por telescopios de infrarrojo, porque emiten cierta cantidad de calor y luz antes de empezar a brillas intensamente como auténticas estrellas. Una protoestrella se convierte en una estrella cuando en su núcleo se producen reacciones nucleares.
Estrella de la secuencia principal • En el núcleo de la estrella de la secuencia principal se producen reacciones nucleares en las que el hidrógeno se fusiona y produce helio. Se calcula que la temperatura de su núcleo es de 10 millones de grados centígrados y en su superficie, entre los 3000 y 40000 grados centígrados
Nebulosa planetaria • Cuando las estrellas llegan a la madurez, el núcleo de helio se contrae y las capas externas se expanden y se enfrían, por lo que la estrella se convierte en una gigante. El helio se fusiona y se transforma en carbono; cuando todo el helio se funde, las capas exteriores se desprenden y forman una nebulosa planetaria, mientras el núcleo se colapsa y la estrella se convierte en una enana blanca moribunda.
Temperatura de las estrellas • La temperatura del núcleo de una gigante roja puede ser de 100 millones de grados centígrados, la de su superficie es mucho menor, si la comparamos con una estrella de la secuencia principal, porque está más lejos del núcleo. • Nuestro Sol en unos 5000 millones de años se convertirá en una gigante roja; su diámetro pasará de 1,4 millones de kilómetros a unos 200 millones de kilómetros.
La masa de una estrella • Una estrella de la secuencia principal con un máximo de 10 masas solares, se convierte en una supergigante. • La masa de una estrella indica la cantidad de materia que contiene. La unidad de medida es la masa solar, que equivale a la masa total del sol. La mayoría de las estrellas tienen entre 0,08 y 60 masas solares, aunque algunas llegan a los 120. Aunque una estrella sea más masiva que otra, ello no implica que su diámetro sea superior. • Masa del Sol: Es 750 veces la masa de todos sus planetas.
El brillo de las estrellas • El brillo de las estrellas es la radiación que emiten. A mayor brillo, emite mayor cantidad de radiación infrarroja o ultravioleta, y más luz visible. Mientras más masa tiene, más densa, caliente y brillante es. • El centelleo se debe al movimiento del aire en la atmósfera terrestre. • La magnitud aparente corresponde al brillo de un objeto celeste visto desde la Tierra. La estrella más luminosa del firmamento es Sirius, con una magnitud de – 1,47; la de la Luna llena es de – 12,5; la de nuestro Sol es de – 26,72. Los objetos más débiles tienen una magnitud de 30 ( positivo ).
Color de las estrellas • El color de una estrella está relacionado con su temperatura superficial: • Azules: 50.000° C • Celestes: 10.000° C • Amarillas: 5.000° C • Naranjas: 3.500° C • Rojas: 2.000° C
Enanas blancas • Cuando se extingue una gigante roja se desprende del 90% de su masa, que forma una nebulosa planetaria alrededor del núcleo moribundo. En el núcleo, la materia se comprime en forma extraordinaria. Al final, la estrella se convierte en una enana blanca de 1,4 masas solares y con un volumen similar a la Tierra. Son tan densas que una simple cucharadita de su materia podría llegar a pesar 1,5 toneladas.
Supernovas • La vida de una supergigante de masa superior a 10 masas solares se termina con una enorme explosión, conocida como supernova. Si la explosión da lugar a un núcleo de entre 1,4 y 3 masas solares, éste se contrae hasta formar una estrella de neutrones. Si sobrepasa las tres masas solares, la gravedad que actúa sobre él lo puede contraer hasta convertirlo en un agujero negro.
Supernova • La Supernova 1987 A, estaba situada en la Pequeña Nube de Magallanes.
Estrellas de neutrones • Si la supernova tiene entre 1,4 y 3 masas solares, la gravedad lo comprime más allá de la etapa de enana blanca hasta que sus protones y electrones se unen para formar neutrones. Cuando alcanzan un diámetro de 10 kilómetros, su proceso de contracción se detiene.
Estrellas de neutrones • Se les llama púlsars porque en su veloz movimiento de rotación emiten dos potentes haces de ondas de radio.
Quásares • Son los objetos más brillantes y remotos del Universo. Están en las zonas más externas del Universo. Desde la Tierra los vemos como pequeños puntos de luz, pero su tamaño puede ser el de nuestro sistema solar e irradiar la misma energía que cien galaxias gigantes juntas.
Las galaxias • Una galaxia es una masa formada por estrellas, gas y polvo, que se mantienen unidas por la fuerza de gravedad. Las más pequeñas pueden estar formadas por unas 100.000estrellas,mientras que las mayores están constituidas por miles de millones de estrellas. Se calcula que existen unos 10.000 millones de galaxias. • Edwin Hubble las clasificó en:
Galaxias irregulares • No tienen una forma concreta. La mayoría de sus estrellas son jóvenes y brillantes, aún poseen gas donde se forman las nuevas estrellas.
Galaxias espirales • Tienen brazos que forman un dibujo en espiral alrededor de un núcleo central. A medida que éste gira, los brazos siguen su movimiento. Las galaxias más jóvenes se encuentran en los brazos y las más viejas se hallan principalmente agrupadas en el núcleo.
Galaxias espirales barradas • Tiene un núcleo central atravesado por una “ barra” de estrellas de cuyos extremos parten los brazos espirales.
Galaxias elípticas • Pueden tener varias formas: desde elipsoidales hasta esféricas. Son amarillentas porque en su interior ha cesado el proceso de formación de estrellas, de modo que casi toda su luz procede de gigantes rojas de más edad.
La Vía Láctea • Fue distinguida por el filósofo griego Demócrito en el siglo V antes de Cristo, como una mancha blanquecina que correspondía a una gran aglomeración de estrellas. Su existencia fue corroborada, en el siglo XVIII, por el científico Herschel. • Tiene forma de espiral con cuatro grandes brazos que parten desde su centro. En las regiones más externas de los brazos, se produce la formación de estrellas, puesto que allí se concentra una gran cantidad de polvo y gases. Las estrellas más viejas se sitúan en torno al centro de la Vía Láctea.
Vía Láctea • En el centro de la Vía Láctea hay un agujero negro supermasivo. Lo descubrió, en 1999, el Observatorio de Rayos X- Chandra ( NASA ), al detectar el brillo incandescente del gas sobrecalentado que cae arremolinándose hacia el interior del agujero negro. El agujero negro tiene 2,6 millones de veces la masa del sol.
Cúmulo Local • La Vía Láctea pertenece al Cúmulo Local, integrado por treinta galaxias. La nuestra y la de Andrómeda son las más grandes. Las que están más cerca de la nuestra son las galaxias: Gran nube de Magallanes, Pequeña nube de Magallanes y Osa Menor. • Las treinta galaxias están unidas por la fuerza de gravedad.
La densidad del Universo • Cuanto más concentrada está la masa del Universo, más elevada es su densidad, por lo tanto, aumenta la fuerza de gravedad. • Un Universo de alta densidad puede llegar a contraerse por efecto de la fuerza gravitatoria entre las partes que lo constituyen. Sin embargo, si la densidad no es suficientemente elevada, puede seguir expandiéndose eternamente. • Es probable que el destino del Universo dependa, en última instancia, de la cantidad de materia oscura que contenga; lo cual sólo puede ser detectado por los efectos que produce su fuerza de gravedad. Algunos astrónomos creen que la materia oscura constituye el 90% de la masa total del Universo. • Se cree que partes de ella se hallan en: • El interior de los agujeros negros. • En estrellas apagadas. • En los halos oscuros que rodean a las galaxias.
Agujero negro • Es una región del Universo desde la que nada puede salir y todo lo que se le acerque es absorbido. Si la masa de un cuerpo es demasiado grande, su gravedad será tan alta que el cuerpo comenzará a atraer a su propia materia. Después de atraerse completamente a sí mismo, continuará succionando todo lo que se le acerque, incluso la luz. En la medida que caiga más y más materia dentro del agujero negro, más aumentará su masa y su fuerza de gravedad.
Es posible detectar a los agujeros negros captando los efectos que produce su gravedad • La atracción que ejerce sobre los cuerpos a su alrededor, influye en su movimiento. • Los rayos X que emite la materia que se calienta al ser atraída por el agujero.
Las distancias en el espacio • Los kilómetros no sirven para medir las enormes distancias que existen en el espacio. Los astrónomos utilizan como medidas: • Unidad astronómica ( U.A. ): La utilizan para medir las distancias dentro de nuestro sistema solar. Equivale a unos 150 millones de kilómetros, que es la distancia media entre el Sol y la Tierra. • Años luz: No hay nada más rápido que la luz, que viaja a una velocidad constante, en el vacío, de 29. 792, 49 km/seg. Las distancias espaciales son tan grandes, que incluso la luz procedente de la estrella más cercana a la Tierra – después del Sol- la Próxima Centauro, tarda 4,2 años luz en llegar a la Tierra. • El año luz equivale a la distancia que recorre la luz en un año, es decir, 9. 460. 000. 800. 000 kms. • La energía solar demora ocho minutos luz en llegar a la Tierra. • Pársec: Un pársec equivale a 3,26 años luz.
