Material: Origen y evolución del Universo 1

CONTENIDOS:

1.- ORIGEN Y EVOLUCIÓN DEL UNIVERSO

1.1. Modelos de Universo

1.2. El big bang

1.2.1.¿Cómo sabemos que en la actualidad el Universo está en expansión?

1.2.2.¿Qué pruebas existen de la gran explosión?

1.3. Evolución estelar

1.3.1. ¿ Qué es una estrella? 1.3.2.¿Las estrellas evolucionan? 1.3.3. ¿Cuál es el destino del Universo? 1.3.4. ¿Qué son las galaxias?

1.4. Glosario de Astronomía

APRENDIZAJES ESPERADOS:

Al completar la unidad, los alumnos :

01)Reconocen modelos antiguos y modernos del Universo.02)conocen los fundamentos de la teoría del big-bang03)Identifican posibles finales del Universo.04)Realizan un paralelo entre el efecto Doppler acústico y el óptico.05)Comprenden que las estrellas tienen un ciclo de vida y que no todas son

iguales.06)Elaboran presentaciones de tópicos abordados en clases.07)Recopilan información de diversas fuentes y elaboran informe.08)Elaboran modelos que representen la gran explosión o la evolución estelar.

FUENTES DE INFORMACIÓN:

01) www.icarito.cl02) www.creces.cl03) Enciclopedia Encarta.04) Enciclopedia del espacio(en CD)

1.ORIGEN Y EVOLUCIÓN DEL UNIVERSO

1.1. MODELOS DEL UNIVERSO

Material: Origen y evolución del Universo 2

¿Cómo se imaginaban el universo los hombres en el pasado?

El aporte griego se manifestó en una concepción completa del universo con un modelo que intentaba explicar los movimientos de los astros.Aristóteles fue un pensador griego que realizó contribuciones en diferentes áreas del conocimiento humano. Sus ideas y concepciones se mantuvieron como válidas durante 2000 años. Aunque no fue astrónomo, sus ideas sobre la materia que constituía el planeta (tierra, aire, fuego y agua), así como sobre la materia que formaba los astros, tuvieron gran influencia en la visiones del universo de la Grecia antigua.

También en el período (300 años antes de nuestra era) sobresale el astrónomo y matemático Aristarco de Samos fue el primero en concebir el sistema heliocéntrico, es decir que el Universo tenía su centro en el Sol y la Tierra giraba alrededor del mismo.Lo que caracterizaba la concepción del Universo en la Grecia es que obedecía a una idea de perfección geométrica y su carácter de inmutabilidad en el tiempo (no cambia).

Después de varios cientos de años de lento desarrollo en los conocimientos del Universo, el astrónomo Ptolomeo, de origen griego nacido en Egipto, propuso su teoría geocéntrica del Universo que se perpetuó durante 1400 años. Él pensaba que el movimiento circular era el perfecto, y como los objetos celestiales deberían ser perfectos, entonces realizaban movimientos circulares alrededor de la Tierra.

A principios del siglo XVI, el astrónomo polaco Copérnico presentó su sistema heliocéntrico del Universo.Galileo Galilei usando el telescopio que el mismo construyó, descubrió en 1609 las lunas de Júpiter. Por otra parte, Kepler y auxiliado por los estudios minuciosos de Brahe, descubrió la llave para la construcción del modelo heliocéntrico, que los planetas se mueven en órbitas ligeramente elípticas más que en órbitas circulares.

El gran aporte de Newton en 1687: que el movimiento elíptico de los planetas puede explicarse a base de su ley de la gravitación universal (fuerza atractiva que justifica las órbitas de los planetas, estrellas, etc.)

Material: Origen y evolución del Universo 3

Newton consideraba que el Universo era estático y sus dimensiones eran estables.

La materia se encontraba esparcida en un espacio infinito sin poseer ningún centro. El Universo, luego no podía expandirse o contraerse, puesto que se requería un centro, al igual que una explosión, para que se produjeran estos movimientos.

La evolución del conocimiento astronómico históricamente ha dependido del avance tecnológico de los telescopios. En la medida en que estos instrumentos han aumentado su alcance óptico, la concepciones del universo han sufrido cambios significativos como también han surgido nuevas interrogantes sobre el posible final del Universo.

En 1920 el astrónomo norteamericano Hubble realizó un notable descubrimientomediante sus observaciones: primero, que muchas de las nebulosas que se observaban a enormes distancias de la Tierra podrían ser otras galaxias similares a la nuestra (La Vía Láctea), y en segundo término, que éstas parecían estar alejándose constantemente y a mayor velocidad cuanto más alejadas. Este proceso expansivo sucede a grandes escalas (galaxias por ejemplo), no sucede a nivel de sistema solar. Este descubrimiento tenía de hecho su explicación natural en la Teoría General de la Relatividad, propuesta en 1915 por otro genio importante en la humanidad. Albert Einstein.

La gravedad sería explicada por el tipo de geometría del espacio tiempo.La masa curva el espacio y el espacio de alguna manera traza la trayectoria del objeto.Esta teoría tiene validez a grandes escalas.

Otro modelo alternativo del universo creado por Hoyle, Bondi y Gold, llamado Teoría del estado Estacionario, creado para explicar la expansión del universo, donde se considera que a medida que éste se expande, se produce continuamente la creación de materia que da origen a nuevas galaxias, asegurando que el universo siga en expansión, pero que permanezca sin cambiar en el tiempo. Sin embargo, más tarde esta teoría sería refutada por las observaciones astronómicas realizadas por Penzias y Wilson.

En esta breve reseña histórica de no se han mencionado otras culturas muy antiguas tan respetables como la nuestra, tales como: la hindú, la egipcia, la

La ley de la gravitación universal nos indica que la fuerza atractiva entre dos cuerpos está dada por la expresión:

Material: Origen y evolución del Universo 4china, que también proponen modelos del universo, que en gran medida obedecen a mitos o creencias religiosas.

1.2.EL BIG BANG

El Big Bang, literalmente gran estallido, constituye el momento en que de la "nada" emerge toda la materia, es decir, el origen del Universo. 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.No se puede imaginar el Big Bang como la explosión de un punto de materia en el espacio vacío, porque en este punto se concentraban toda la materia, la energía, el espacio y el tiempo. No había ni "fuera" ni "antes". El espacio y el tiempo también se originan durante el estallido y se expanden con el Universo.Inmediatamente después del momento de la "explosión", cada partícula de materia comenzó a alejarse muy rápidamente una de otra, de la misma manera que al inflar un globo éste va ocupando más espacio expandiendo su superficie.

El universo sostenido por elefantes los cuales se encuentran sobre una tortuga

Material: Origen y evolución del Universo 5Los físicos teóricos han logrado reconstruir esta cronología de los hechos a partir de un 1/100 de segundo después del Big Bang. La materia lanzada en todas las direcciones por la explosión primordial está constituida exclusivamente por partículas elementales: Electrones, Positrones, Mesones, Bariones, Neutrinos, Fotones y un largo etcétera hasta más de 89 partículas conocidas hoy en día.

En 1948 el físico ruso nacionalizado estadounidense George Gamow modificó la teoría de Lemaître del núcleo primordial. Gamow planteó que el Universo se creó en una explosión gigantesca y que los diversos elementos que hoy se observan se produjeron durante los primeros minutos después de la Gran Explosión o Big Bang, cuando la temperatura extremadamente alta y la densidad del Universo fusionaron partículas subatómicas en los elementos químicos. Cálculos más recientes indican que el hidrógeno y el helio habrían sido los productos primarios del Big Bang, y los elementos más pesados se produjeron más tarde, dentro de las estrellas. Sin embargo, la teoría de Gamow proporciona una base para la comprensión de los primeros estadios del Universo y su posterior evolución. A causa de su elevadísima densidad, la materia existente en los primeros momentos del Universo se expandió con rapidez. Al expandirse, el helio y el hidrógeno se enfriaron y se condensaron en estrellas y en galaxias. Esto explica la expansión del Universo y la base física de la ley de Hubble.

La teoría inflacionaria de Alan Guth intenta explicar los primeros instantes del Universo. Se basa en estudios sobre campos gravitatorios fortísimos, como los que hay cerca de un agujero negro. Supone que una fuerza única se dividió en las cuatro que ahora conocemos, produciendo el origen al Universo.

El empuje inicial duró un tiempo prácticamente inapreciable, pero fue tan violenta que, a pesar de que la atracción de la gravedad frena las galaxias, el Universo todavía crece.

E t a p a s   d e   l a   E v o l u c i ó n

 Big Bang Densidad infinita, volumen cero.  10-43 seg. Fuerzas no diferenciadas 10-34 seg. Sopa de partículas elementales  10-10 seg. Se forman protones y neutrones 1 seg. 10.000.000.000 º. Tamaño Sol  3 minutos 1.000.000.000 º. Núcleos  30 minutos 300.000.000 º. Plasma 300.000 años Átomos. Universo transparente  106 años Gérmenes de galaxias 108 años Primeras galaxias 109 años Estrellas. El resto, se enfría. 5x109 años Formación de la Vía Láctea  1010 años Sistema Solar y Tierra

Gamov

Material: Origen y evolución del Universo 6

1.2.1.¿Cómo sabemos que en la actualidad el Universo está en expansión?Cuando una sirena corre hacia ti, el sonido que oyes es bastante más agudo que el que realmente emite, resultando un sonido más agudo. Cuando la sirena ha pasado y se aleja se produce el efecto opuesto, así que oyes un sonido más grave que el real. El cambio de agudo a grave que percibes se conoce como Efecto Doppler.

El sonido tiene comportamiento ondulatorio, es decir es

una onda. La luz también presenta propiedades ondulatorias, por lo tanto el efecto Doppler también se puede aplicar a la luz.Para un astrónomo el conocimiento que pueda construir depende de la luz o radiación exterior que pueda registrar en instrumentos ópticos o radiotelescopios: La Luz recibida por una estrella es analizada y nos permite entre otras cosas saber si esta se aleja o se acerca a nosotros.

En forma análoga al sonido, la variación de la longitud de onda de la luz o radiación electromagnética y el sonido emitido por los cuerpos, informa sobre su movimiento.Igualmente, cuando una estrella o una galaxia se acercan, su espectro se desplaza hacia el azul y, si se alejan, hacia el rojo.

La luz se descompone a través de un prisma en un conjunto de colores cuyos extremos son el rojo y el azul

Material: Origen y evolución del Universo 7De momento, todas las galaxias observadas se desplazan hacia el rojo, es decir, se alejan respecto de nuestro planeta.

1.2.2.¿Qué pruebas existen de la gran explosión?Arno Penzias y Robert W. Wilson fueron los primeros en detectar una radiación ya anticipada en el modelo de Gamow y darla a conocer en 1965. Ya en 1948 se habló de la existencia de la radiación de fondo de microondas como parte de la teoría del Big Bang. De acuerdo con la teoría de gran aceptación, esta radiación es lo que queda de las elevadísimas temperaturas propias de los primeros momentos del Big Bang.Esta radiación se recibe a baja temperatura en el rango de las microondas, que llega a la superficie de la Tierra desde el espacio. Recibe este nombre porque constituye un fondo de radiación de todas las direcciones del espacio, incluso de aquéllas en las que no hay ningún objeto.

Arno Penzias Robert Wilson

1.3.EVOLUCIÓN ESTELAR

1.3.1. ¿ Qué es una estrella?

Son masas de gases, principalmente hidrógeno y helio, que emiten luz.Se encuentran a temperaturas muy elevadas. En su interior hay reacciones nucleares: se fusiona el hidrógeno transformándose en Helio.

Se clasifican :a) Según las dimensiones: Supergigantes, gigantes, medianas, pequeñas y estrellas enanas.

b) Según la temperatura: (De caliente a frío) Azules, blancas, amarillas y rojas Se nombran combinando las dos: gigantes rojas, enanas blancas, ...

La línea blanca vertical en el dibujo de la derecha está desplazada hacia el rojo(la galaxia se aleja), en cambio en el dibujo de la izquierda está desplazada hacia el azul(la galaxia se acerca)

Material: Origen y evolución del Universo 8

Las estrellas dobles son muy frecuentes.La gravedad hace girar las estrellas una alrededor de la otra. Las cefeidas son parejas orientadas de manera que, periódicamente, se eclipsan una a otra. La primera que se descubrió fue Algol.También hay estrellas múltiples, sistemas en que tres o cuatro estrellas giran en trayectorias complejas. Lira parece una estrella doble, pero a través de un telescopio se ve como cada uno de los dos componentes es un sistema binario.La estrella más cercana al Sol es Alfa Centauro: se trata de un sistema de tres estrellas situado a 4,3 años luz de La Tierra, que sólo es visible desde el hemisferio sur. La más cercana (Alpha Centauro A) tiene un brillo real igual al de nuestro Sol

1.3.2.¿Las estrellas evolucionan?

NºEstrella Años luz Radio (Sol=1)

1Sirio 8.6 1.72Canopus * 74.0 -3Arctur 34.0 25.14Rigil Kent * 4.3 1.25Vega 25.3 2.06Capella 41.0 13.07Rigel 815.0 63.08Procyon 11.4 2.09Archenar * 69.0 5.0

10Betelgeuse 425.0 226.011Hadar * 320.0 -12Altair 16.8 1.613Aldebaràn 60.0 46.014Antares 425.0 510.015Espiga 220.0 6.6

Material: Origen y evolución del Universo 9

Las estrellas se parecen a las personas: nacen, se desarrollan y mueren.Una estrella comienza la vida como una masa de gas, relativamente fría y grande, parte de una nebulosa. Como la gravedad hace que se contraiga el gas, su temperatura aumenta, haciéndose tan elevada que provoca una reacción nuclear en sus átomos (protoestrella). La energía que irradia una estrella no es infinita, acabándose después de cierto período. Las estrellas del tamaño del Sol acaban su vida como enanas blancas, que son extremadamente pequeñas, densas y cálidas. Las estrellas mayores acaban en explosiones espectaculares llamadas supernovas, causadas por el choque violento de las estrellas. Lo que define el final de una estrella es su masa, mientras más masiva sea una estrella su final ocurrirá más prontamente.

Durante la evolución, las estrellas sufren la acción de dos fuerzas; la atracción de la gravedad y presión de la fusión nuclear. La compresión de la atracción de la gravedad la presión de la estrella y de la fusión nuclear hacen que el gas se empuje hacia fuera.

Las estrellas son como una cebolla. Hay varias capas que las rodean.En el centro hay una parte central : núcleo de la estrella. En esta zona la temperatura es de cerca de 15.000.000 °C , ocurriendo la fusión nuclear . La luz pasa miles de años en llegar del núcleo a nuestros ojos porque las capas interiores son opacas y la energía debe traspasarlas. Las estrellas emiten energía en todos los espectros. De hecho, proyectan luz visible, rayos X, rayos infrarrojos, rayos gamma y ondas de radio.

Estrellas moribundas Una estrella entra en su fase moribunda cuando cesan las reacciones nucleares en su núcleo, lo que desestabiliza su estructura. Una estrella de masa relativamente pequeña "quema" su combustible nuclear a lo largo de miles de millones de años y se convierte en una gigante roja. Luego se desintegra para formar una nebulosa planetaria (una burbuja de gas en expansión) alrededor de una enana blanca. Una estrella de gran masa consume su combustible más rápido: en sólo unos millones de años se convierte en una supergigante y se

Material: Origen y evolución del Universo 10desintegra en una enorme explosión llamada supernova. El núcleo que queda forma una estrella de neutrones o un agujero negro.

Gigantes rojas

Cuando Una estrella de la secuencia principal llega a la madurez, el núcleo de helio se contrae y las capas externas se expanden y se enfrían, con lo que la estrella se convierte en una gigante. Mientras, el núcleo alcanza una temperatura suficiente para que el helio se fusione y forme carbono. Cuando todo el helio se ha fundido, 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.

Nebulosa planetaria

Una nebulosa planetaria es en realidad una estrella que ha llegado al fin de su propia existencia, que lanza hacia afuera las capas periféricas de su atmósfera, las cuales adquieren una característica configuración de anillo.

Supergigantes roja

Una estrella de la secuencia principal con un máximo de 10 masas solares se convierte en una supergigante con el tiempo. En el interior de esas estrellas las reacciones nucleares fusionan elementos cada vez más pesados. La temperatura superficial varía entre los 3.500 y los 50.000 ºC, lo que da lugar a una amplia gama de colores, desde un rojo desvaído hasta un azul intenso. Incluso las supergigantes con una superficie relativamente fría son igual de luminosas que varios soles.

El diámetro de la mayor supergigante conocida, la estrella Betelgeuse de la constelación de Orión, es cuatrocientas veces el del Sol y su volumen podría contener hasta 64 millones de soles. Las supergigantes más masivas, con una

Material: Origen y evolución del Universo 11masa unas cien veces superior a la del Sol, son un millón de veces más luminosas.

Muchos de los elementos conocidos como el carbono , nitrógeno, la plata y el platino son producto de las reacciones nucleares en el interior de las estrellas masivas.

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 que contiene se comprime hasta niveles muy superiores a los que cualquier materia ordinaria podría alcanzar. Al final la estrella se convierte en una enana blanca de unas 1,4 masas solares y con un volumen similar al de la Tierra. Las enanas blancas son tan densas que una simple cucharadita de su materia podría llegar a pesar 1,5 toneladas.

Algunas estrellas

Las enanas blancas son tan pequeñas y tienen una luz tan débil que incluso con los telescopios más potentes no se han detectado más que unas pocas, como las que figuran a continuación:

Estrella Constelación

Sirius B Canis Major (Can Mayor)

Procyon B Canis Minor (Can Menor)

Van Maanen Pisces (Peces)

40 Eridani B Eridanus (Río Eridano)

Supernovas

Material: Origen y evolución del Universo 12La vida de una estrella muy masiva se termina con una enorme explosión conocida como supernova. Su potencia es tal que puede llegar a eclipsar una galaxia entera de miles de millones de estrellas. Durante algún tiempo, la supernova parece desde la Tierra una nueva estrella. 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 3 masas solares, la gravedad que actúa sobre él lo puede contraer hasta convertirlo en un agujero negro.

La energía liberada en la explosión de una supernova podría destruir decenas de miles de planetas como la Tierra. Aun así, las supernovas no son totalmente destructivas, pues su explosión dispersa los elementos de los que están formadas las estrellas por todo el espacio interestelar, donde pasan a formar parte de nuevas estrellas y planetas. Los átomos de carbono que constituyen las moléculas que componen gran parte de nuestros alimentos y nuestro cuerpo se originaron en el interior de las estrellas.

Algunas supernovas

A pesar de su intenso brillo, en nuestra galaxia sólo se detectan a lo largo de un siglo dos o tres supernovas, pues a menudo se ocultan detrás del polvo interestelar. Éstas son algunas de las más conocidas:

Supernova Constelación

Estrella Tycho Cassiopeia (Casiopea)

Estrella Kepler Ophiuchus (Ofiuco)

Nebulosa del Cangrejo Taurus (Toro)

SN 1987A Gran Nube de Magallanes

SN 1993J Galaxy M81 en Ursa Major (Osa Mayor)

Estrellas de neutrones

Cuando una estrella masiva explota en forma de supernova su núcleo puede sobrevivir. Si 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. Estos objetos se conocen como estrellas de neutrones. Cuando alcanzan un diámetro de 10 km, su proceso de contracción se detiene. Desde la Tierra, algunas de esas estrellas de neutrones se detectan como púlsares que, al girar sobre sí mismos, emiten dos haces de radiación. Los púlsares son estrellas de neutrones que emiten ondas de radio que se pueden detectar desde la Tierra como pulsaciones. Su frecuencia es igual a la velocidad de rotación del púlsar. Los púlsares de rotación más lenta dan una vuelta completa cada cuatro segundos, y los de rotación rápida pueden dar hasta 30 cada segundo. Los púlsares que forman sistemas orbitales binarios, pueden girar a una velocidad de hasta 1.000 vueltas por segundo. Además de ondas de radio, algunos púlsares también emiten rayos X de alta intensidad y luz visible.

Material: Origen y evolución del Universo 13Algunas estrellas

En la siguiente lista figuran algunas de las muchas estrellas de neutrones que se han identificado como púlsares.

Estrella Constelación

PSR 1919+21 Vulpecula (Zorra)

PSR 1913+16 Aquila (Águila)

PSR 0531+21 Taurus (Toro) (Púlsar del Cangrejo)

PSR 0833-45 Vela (Púlsar de Vela)

Centaurus X-3 Centaurus (Centauro)

Agujeros negros

Cuando una estrella explota en forma de supernova, puede dejar tras de sí un núcleo moribundo. En los que tienen más de tres masas solares, la gravedad supera la presión hacia el exterior que ejerce el material comprimido. Así, en teoría, el núcleo puede contraerse hasta llegar a un punto de volumen cero y densidad infinita llamado singularidad. En la zona del espacio que rodea la singularidad, la gravedad es tan intensa que nada de lo que hay alrededor puede escapar, ni siquiera la luz.

Para que se formara un agujero negro alrededor de la Tierra haría falta que el planeta se comprimiera hasta alcanzar un diámetro de sólo 1 cm. Los límites de un agujero negro se llaman horizonte de sucesos. Una vez que algo penetra en el horizonte de sucesos, ya no puede escapar a la fuerza de absorción del agujero. La fuerza de gravedad del horizonte de sucesos es muy elevada: si colocáramos a 6 m de él un libro que en la Tierra pesara 1 kg, su peso pasaría a ser de 1.100 billones de toneladas.

Principales sospechosos

Material: Origen y evolución del Universo 14Aunque hasta hoy los astrónomos todavía no han identificado ningún agujero negro con una certeza absoluta, se cree que los objetos estelares que aparecen en la siguiente lista podrían serlo:

Objeto Constelación

Cygnus X-1 Cygnus (Cisne)

LMC X-3 Dorado (Dorada)

A 0620-00 Monoceros (Unicornio)

E v o l u c i ó n   d e   l a s   E s t r e l l a s

1.- Polvo y gas se agrupa pos fuerzas gravitacionales (nebulosa).2.- Protoestrella.3.- Estrella de la secuencia pincipal: transforma Hidrógeno en Helio.4.- La estrella empieza a dilatarse y enfriarse.

Si la estrella era mucho mayor que el Sol ...

Si la estrella era como el Sol ...

5.- Supergigante roja.

6.- Supernova. Lanza la mayor parte del material.7.- Púlsar. El resto, se hace pequeño y denso.8.- Si tenía mucha masa, se contrae todavía más hasta convertirse en un agujero negro.

5.- Gigante roja.6.- Nebulosa planetaria.7.-Enana blanca. Se hace muy pequeña y densa y brilla con luz blanca o azul, hasta que se apaga.8.- Enana negra.

En síntesis:

1.3.3. ¿Cuál es el destino del Universo?Uno de los problemas sin resolver en el modelo del Universo en expansión es si el Universo es abierto o cerrado (esto es, si se expandirá indefinidamente o se volverá a contraer).Alexander Friedmann, encontró las soluciones de las ecuaciones de Einstein (sin constante cosmológica), determinando posibles finales del universo. El destino del universo está determinado por la densidad media de la materia en el Universo. Si hay relativamente poca materia, la atracción gravitatoria mutua entre las galaxias disminuirá las velocidades de recesión sólo un poco y el Universo se expandirá indefinidamente. Sin embargo, si la densidad de la materia está por encima de un valor crítico la expansión descenderá hasta detenerse y llegar a la contracción, finalizando en el colapso gravitatorio total del Universo entero. Éste sería un universo 'cerrado', finito en extensión. El destino de

Friedmann

Material: Origen y evolución del Universo 15este universo colapsado es incierto, pero hay una teoría según la cual explotaría de nuevo, originando un nuevo universo en expansión, que se volvería a colapsar, y así hasta el infinito. A este modelo se le llama universo oscilante o pulsante.En la actualidad un problema que tiene intrigados a los astrónomos es la existencia posible de materia oscura y energía oscura. Cuantificar estos aspectos es clave para dilucidar el fin de nuestro Universo.

1.3.4. ¿Qué son las galaxias?Las galaxias son acumulaciones enormes de estrellas, gases y polvo.En el Universo hay centenares de miles de millones. Cada galaxia puede estar formada por centenares de miles de millones de estrellas y otros astros.En el centro de las galaxias es donde se concentran más estrellas.Cada cuerpo de una galaxia se mueve a causa de la atracción de los otros. En general hay, además, un movimiento más amplio que hace que todo junto gire alrededor del centro.

Galaxias vecinas

La galaxia grande más cercana es Andrómeda.Se puede observar a simple vista y parece una mancha luminosa de aspecto brumoso. Los astrónomos árabes ya la habían observado. Actualmente se la conoce con la denominación M31. Está a unos 2.200.000 años luz de nosotros. Es el doble de grande que la Via Láctea.

Las galaxias tienen un origen y una evolución.Las primeras galaxias se empezaron a formar 1.000 millones de años después del Big-Bang. Las estrellas que las forman tienen un nacimiento, una vida y una muerte. El Sol, por ejemplo, es una estrella formada por elementos de estrellas anteriores muertas.Muchos núcleos de galaxias emiten una fuerte radiación, cosa que indica la probable presencia de un agujero negro.Los movimientos de las galaxias provocan, a veces, choques violentos. Pero, en general, las galaxias se alejan las unas de las otras, como puntos dibujados sobre la superficie de un globo que se infla.

Tipos de galaxias

Situación Años luz  Nubes de Magallanes 200.000  El Dragón 300.000  Osa Menor 300.000  El Escultor 300.000  El Fogón 400.000  Leo 700.000  NGC 6822 1.700.000  NGC 221 (M32) 2.100.000  Andrómeda (M31) 2.200.000  El Triángulo (M33) 2.700.000 

Material: Origen y evolución del Universo 16

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 estrellas más jóvenes de las galaxias espirales se encuentran en los brazos, de población dispersa, y las más viejas se hallan principalmente agrupadas en el denso núcleo. Hay estrellas de más edad que pueblan el halo esférico que rodea el disco. Los brazos contienen una gran cantidad de gas y polvo que con el tiempo se convierte en nuevas estrellas.Contiene bastante polvo y gas, por lo que poseen zonas brillantes y otras oscuras.

Galaxias elípticas: pueden tener varias formas, desde elipsoidales (una forma parecida a la de un balón de rugby) hasta esféricas, pasando por una gran variedad entre ambas. A diferencia de las demás galaxias, en las que el polvo refleja la luz azulada procedente de las estrellas jóvenes de elevada temperatura, las elípticas son amarillentas porque en su interior ha cesado el proceso de formación de estrellas, de modo que casi toda su luz procede de las gigantes rojas de más edad. Presentan poco gas y polvo interestelar. Estas galaxias son las más viejas de todas.

Galaxias irregulares: Por su tamaño muy inferior a las anteriores, parecen no haber desarrollado una estructura muy definida. Presentan grandes cantidades de gas, polvo, estrellas jóvenes y en formación. Son muy poco luminosas. Las más conocidas son las Nubes de Magallanes.

¿Cómo es la Vía Láctea?

Históricamente, se ha llamado Vía Láctea a la banda luminosa, algo tenue, que atraviesa

Andrómeda

Espiral barrada

Material: Origen y evolución del Universo 17el cielo nocturno, alcanzando su máximo esplendor durante el invierno del hemisferio sur; su nombre es de carácter mitológico y proviene del aspecto lechoso que presenta. El centro de esta galaxia es un núcleo denso y esférico de estrellas en el quizá exista un agujero negro. Este núcleo está rodeado por un disco de brazos en espiral en el que hay estrellas jóvenes.En uno de los brazos está ubicado el sistema solar. Rodeando la galaxia está el halo galáctico distribuido en forma esférica y simétrica respecto al plano del disco.

El Sistema Solar está en uno de los brazos de la espiral, a unos 30.000 años luz del centro y unos 20.000 del extremo.En total hace unos 100.000 años luz de diámetro y tiene una masa de más de dos billones de veces la del Sol.Cada 225 millones de años el Sistema Solar completa un giro alrededor del centro de la galaxia. Se mueve a unos 270 km. por segundo.No podemos ver el brillante centro porque se interponen materiales opacos, polvo cósmico y gases fríos, que no dejan pasar la luz.La Vía Láctea tiene forma de lente convexa. El núcleo tiene una zona central de forma elíptica y unos 8.000 años luz de diámetro. Las estrellas del núcleo están más agrupadas que las de los brazos. A su alrededor hay una nube de hidrógeno, algunas estrellas y cúmulos estelares.La Vía Láctea forma parte del Grupo Local, conjuntamente con las galaxias de Andrómeda (M31) y del Triángulo (M33), las Nubes de Magallanes (satélites de la Vía Láctea), las galaxias M32 y M110 (satélites de Andrómeda), galaxias y nebulosas más pequeñas y otros sistemas menores. En total hay unas 30 galaxias que ocupan un área de unos 4 millones de años luz de diámetro. Todo el grupo orbita alrededor del gran cúmulo de galaxias de Virgo, a unos 50 millones de años luz.

¿En qué unidades medimos distancias astronómicas?

Medir el Universo es complicado. A menudo no sirven las unidades habituales.Las distancias y el tiempo son enormes. El método indirecto es el que se impone en este tipo de situaciones.Para medir la distancia hasta las estrellas próximas se utiliza la técnica del paralaje. Se trata de medir el ángulo que forman los objetos lejanos, la estrella que se observa y la Tierra, en los dos puntos opuestos de su órbita alrededor del Sol.

Material: Origen y evolución del Universo 18El diámetro de la órbita terrestre es de 300 millones de kms. Utilizando la trigonometría se puede calcular la distancia hasta la estrella. Esta técnica, sin embargo, no sirve para los objetos lejanos, porque el ángulo es demasiado pequeño y el margen de error, muy grande.La luz recorre en el vacío aproximadamente 300.000 km en 1 segundo, esto significa que la luz en torno a la región ecuatorial de nuestro planeta, describiría 7 vueltas en 1 segundo. Si bien es cierto que la rapidez de la luz es enorme, también no es menos cierto que puede parecer lenta cuando se trata de viajar a través de una nave imaginaria haciaAlfa Centauro (estrella más cercana al sistema solar): este viaje demoraría 4,3 años, siempre y cuando la nave se mueva con la rapidez de la luz.

U n i d a d e s   p a r a   m e d i r   d i s t a n c i a sUnidad astronómica (ua): Distancia media entre la Tierra y el Sol. Aprox., 149.600.000 Km. No se utiliza fuera del Sistema Solar.Año luz: Distancia que puede recorrer la luz en un año. Son 9,46 billones de Kms. Si una estrella es a 10 años luz, lo vemos tal como era hace 10 años. Es la más práctica.Pársec (paralaje-segundo): Distancia de un cuerpo que tiene una paralaje de 2 segmentos de arco. Equivale a 20,86 billones de Km., 3,26 años luz o 206.265 ua. La más "científica".

1.4.GLOSARIO DE ASTRONOMÍA

Antipartícula: Las antipartículas son partículas idénticas a las partículas salvo por propiedades clave, como la carga. Cuando una antipartícula entra en contacto con la partícula correspondiente éstas se aniquilan produciendo energía. La antipartícula del electrón es el positrón y la del protón el antiprotón.

Año Luz: El año luz es una medida de distancia, es igual a la distancia que recorre la luz durante un año viajando a su velocidaden el vacío que es de 300 000 kilómetros cada segundo. Un año luz es por consiguiente igual a 95 000 billones de centímetros (9.5 x 10 17 cm.).

Auroras: Las auroras, australes y boreales, son luces brillantes vistas en el cielo, producidas por la interacción del viento solar con las capas altas de la atmósfera. Existen auroras en otros planetas, por ejemplo en Júpiter.

Barión: Un barión es un término que agrupa a dos de las partículas que constituyen a la materia común: los protones y los neutrones. Estas partículas están en los núcleos atómicos. Toda la materia visible del Universo es bariónica. La materia oscura podría estar constituida por partículas no bariónicas.

Material: Origen y evolución del Universo 19Big-bang:Teoría que explica el origen del universo. Señala que en un principio, el Universo era algo así como una bola muy compacta y densa de partículas que hizo explosión, hace quince mil millones de años.

Brahe: Tycho Brahe fué un astrónomo de la realeza danesa que efectuó mediciones precisas de los movimientos planetarios antes del descubrimiento del telescopio. Era de carácter agradable y trabajaba con placer. Gracias a sus observaciones Kepler pudo describir los movimientos planetarios.

Bruno: Giordano Bruno fué un gran pensador italiano que vivió a finales de la Edad Media. Propuso que las estrellas eran como el Sol y que podían tener planetas, fué juzgado por la inquisición y quemado vivo. Sentó las bases para que los astrónomos modernos tengamos una visión más amplia del universo.

Cantidad de Materia: La cantidad de materia que tiene un cuerpo se refiere a la masa que posee. La materia puede tener diversas densidades. Por ejemplo la densidad promedio de Júpiter es 1.3 gr/cm3 en cambio la de la Tierra es 5.5gr/cm3. La densidad promedio del universo es 10-31 partículas por centímetro cúbico.

Cinturones de Van Allen: Los cinturones de Van Allen son regiones que circundan a la Tierra donde existen partículas de alta energía atrapadas por el campo magnético terrestre. Las partículas atrapadas provienen del viento solar. Fueron descubiertos con los primeros satélites artificiales científicos construidos por el hombre.

Color: El color es la impresión que deja sobre nuestra retina la luz de diferentes longitudes de onda. Los colores de los cuerpos incandescentes y densos están relacionados con su color. Por ejemplo las estrellas más calientes son azules, las intermedias amarillas y las más frías ( menos de 2.000 C) rojas.

Constante de Hubble: La constante de Hubble es la tasa a la que se expande el Universo en el presente. Su valor aun no está bien determinado, se estima que está entre 50 y 100 km/seg Mpc. Midiendo con precisión la constante de Hubble se puede estimar la edad del Universo.

Constelación: Grupo de estrellas, cuya asociación esquemática o mítica, sirve para identificar cierta región de la esfera celeste; en la actualidad, dichos grupos son definidos por la Unión Astronómica Internacional, para delimitar con precisión una región de la esfera celeste. El cielo se ha dividido en 88 grupos estelares. Muchas constelaciones fueron delineadas y bautizadas hace muchos años con nombres mitológicos de diferentes culturas.

Copérnico: Nicolás Copérnico fue la primera persona que escribió un libro indicando que la Tierra no está en el centro del Sistema Solar, sino que el Sol es quien ocupa este lugar. Fue una idea muy audaz para la época ya que implicaba que la Tierra se movía y no ocupaba un lugar privilegiado en el universo.

Corrimiento al rojo: El corrimiento al rojo es el desplazamiento de las líneas espectrales de un objeto celeste debido a su velocidad de alejamiento. Las líneas espectrales de los astros se desplazan cuando estos se acercan o se alejan de nosotros, se conoce como el efecto Doppler. Puesto que el Universo se expande las galaxias más alejadas presentan mayor corrimiento al rojo que las cercanas.

Material: Origen y evolución del Universo 20Cosmología: La cosmología es el estudio del origen y de la evolución del universo en su conjunto. Recientemente ha tenido gran auge debido a la posibilidad de hacer observaciones adecuadas, y a que se han incorporado científicos dedicados al campo de la Física de Partículas.

Cosmos: El cosmos es la totalidad de los objetos celestes, el espacio, el tiempo y la radiación. Cosmos muchas veces se considera sinónimo de universo.

Cuasar: es un objeto muy brillante de apariencia estelar con un gran corrimiento al rojo. Son los núcleos activos de galaxias muy distantes. Se conocen varios miles.

Cúmulos globulares: Son grupos de estrellas de aspecto compacto y forma esférica, lo cual explica su nombre. Contienen entre 100 mil y un millón de estrellas, fuertemente ligadas por la atracción gravitatoria, de manera que no se dispersan como les pasa a los cúmulos abiertos.

Densidad :Es la cantidad de materia, o masa, contenida en una unidad de volumen. La densidad del agua es de un gramo por cada centímetro cúbico. La densidad promedio de la Tierra es de 5.5 gramos/cm3. La densidad del medio interestelar es de 1 partícula por cada cm3.

Efecto Doppler: del sonido se refiere al cambio de frecuencia de una fuente sonora si esta se acerca o se aleja del observador. En el caso de la luz las fuentes luminosas que se acercan o se alejan presentan un corrimiento de sus líneas espectrales hacia el azul o el rojo. Gracias al efecto Doppler de la luz se pueden determinar las velocidades de los astros.

Elipse: Es una curva que tiene la propiedad de que la suma de las distancias de cualquier punto a otros dos, llamados focos, permanece constante. Los planetas se mueven en órbitas elípticas alrededor del Sol, estando el Sol en uno de los focos.

Enana blanca:Es la etapa final de la evolución de una estrella como el Sol. Las enanas blancas tienen masas entre 0.3 y 1.4 masas solares. La diferencia entre la masa inicial y la masa final se debe a la pérdida de masa por vientos estelares y la expulsión de nebulosas planetarias.

Enana café: es una estrella que está en el límite de ser un planeta ya que apenas si logra tener reacciones nucleares en su interior. Una enana café emite muy poca radiación. Probablemente muchas de las compañeras estelares sean enanas cafés que se descubrirán con los nuevos detectores infrarrojos.

Enana negra: es una estrella apagada, es una esfera de gas que no emite radiación. Dentro de cuatro mil quinientos millones de años el Sol se convertirá en estrella enana negra, después de haber arrojado su atmósfera extendida al espacio y de haberse enfriado.

Estrella :Es una esfera de gas incandescente cuya fuente de energía es las reacciones termonucleares que se llevan a cabo en su interior, principalmente la conversión de hidrógeno en helio. Las estrellas tienen tamaños y colores muy diferentes. Las estrellas más masivas viven menos tiempo que las poco masivas.

Estrella de neutrones: Es la etapa final de la evolución de una estrella que al formarse era masiva. Es un objeto donde la densidad es tan alta que los electrones y protones de los átomos se han combinado para formar neutrones. El radio de una estrella de neutrones es de unos 10 km y la densidad en su centro

Material: Origen y evolución del Universo 21rebasa los mil millones de toneladas por centímetro cúbico. La mayoría de las estrellas de neutrones conocidas son pulsares, pero también se han detectado en binarias de rayos X.

Fisión nuclear: Es el rompimiento de un núcleo atómico, algunas veces acompañado por emisión de energía. Una forma espontánea de fisión es la radioactividad. El interior de la Tierra se mantiene caliente por el decaimiento radioactivo de algunos elementos pesados como el Uranio.

Fotón: Es un paquete de energía que se puede imaginar como una partícula de luz que viaja a 300 000 kilómetros cada segundo. Los fotones son los portadores de la radiación electromagnética. También tienen propiedades de ondas.

Fusión: Es la amalgama de núcleos atómicos para formar núcleos más pesados. La fuente de energía de las estrellas es la fusión de átomos ligeros: hidrógeno, helio, en átomos más pesados: carbono, hidrógeno, oxígeno. El día que se pueda controlar la fusión nuclear se tendrá una fuente importantísima de energía.

Galaxia: Conglomerado de unas cien mil millones de estrellas, cada una con sus respectivos planetas, satélites, anillos, asteroides y cometas; gas, polvo y la llamada "materia oscura". Las galaxias son las estructuras fundamentas del universo.

Galileo: Primer científico moderno. Fue la primera persona que utilizó un telescopio para estudiar los cuerpos celestes. Reportó las manchas del Sol, descubrió que Venus presenta fases, que Júpiter tiene Lunas y que la Vía Láctea está compuesta por estrellas. Galileo fue atacado y obligado a renunciar a sus creencias por el Vaticano, 1992 se revisó su juicio.

Gravitación: Es una de las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza; es la fuerza responsable de la atracción de las masas. Tanto Newton como Einstein desarrollaron el conocimiento de sus propiedades.

Grupo Local: Se refiere al cúmulo de galaxias que incluye a la nuestra. Está compuesto por la Galaxia, Andrómeda y varias decenas de galaxias enanas que en su mayoría son satélites de las primeras dos. Por ejemplo las Nubes de Magallanes y la de Fornax son satélites de la Galaxia.

Helio: Es el segundo elemento químico más abundante del universo, del que constituye el 8%. En su forma más abundante tiene dos protones y dos neutrones en el núcleo. Se piensa que la mayor parte de helio se formó durante la Gran Explosión, el resto en el interior de las estrellas por fusión del hidrógeno.

Hidrógeno: Es el elemento más sencillo y más abundante del universo. Está constituido por un protón y un electrón, sus isótopos se llaman deuterio y tritio. El 90% de partículas del universo son átomos de hidrógeno; su fusión, en el interior de las estrellas, es la principal fuente de energía del cosmos.

Hoyo negro: Es cualquier cuerpo suficientemente masivo y compacto donde la gravedad superficial es tan alta que ni siquiera la luz logra escapar. Los hoyos negros se detectan porque absorben toda la materia que está en su cercanía, cuando esta cae se calienta y emite luz que se puede detectar desde la Tierra, como es el caso por ejemplo en las binarias de rayos X. Se piensa que existen agujeros negros en los centros de las remanentes de supernova, y en los núcleos activos de galaxias y de los cuasares.

Material: Origen y evolución del Universo 22Johanes Kepler: Describió los movimientos de los planetas conocidos en su época. Encontró, gracias a las observaciones de Tycho Brahe, que sus órbitas son ligeramente alargadas y que entre más alejados están del Sol se mueven más lentamente.

Materia oscura: En los últimos años se ha descubierto que existe gran cantidad de materia en el universo que ejerce fuerza gravitacional sobre los cuerpos visibles pero que no emite ni absorbe luz. La materia oscura forma aproximadamente el 90% de la masa del universo. No se sabe de que está compuesta la materia oscura.

Nebulosa: Es un cuerpo celeste de aspecto difuso cuando se observa a través de un telescopio pequeño. En la actualidad se les llama nebulosas a las regiones gaseosas que están en la vecindad de las estrellas. Los principales compuestos químicos de las nebulosas son el hidrógeno y el helio.

Newton: Pensador inglés que inventó el cálculo y estudió la luz. Sus descubrimientos más relevantes en astronomía fueron sus leyes de la mecánica y sobre todo la ley de la gravitación universal. Inventó el telescopio reflector.

Ondas de radio: son parte de la radiación electromagnética con longitudes de onda mayores que 1 mm. Varios átomos y moléculas del medio interestelar emiten ondas de radio. Las ondas de radio pueden atravesar grandes distancias con polvo sin ser absorbidas por consiguiente han sido muy útiles en la astronomía.

Plasma: es un nombre para el gas incandescente, compuesto por núcleos atómicos y electrones, controlado por campos electromagnéticos, es el llamado cuarto estado de la materia bariónica que es el más abundante del universo. Las estrellas están formadas de plasma.

Radiación electromagnética: Está formada por fotones, que son paquetes de energía. Está caracterizada por su longitud de onda, que puede medir desde millonésimas de milímetro hasta cientos de kilómetros. La radiación electromagnética se produce por interacciones entre partículas cargadas.

Radiación de fondo: Detectada en las regiones milimétricas y submilimétricas, se observa en todas direcciones del espacio. Es la radiación que se originó durante la Gran Explosión y que se ha corrido al rojo durante la expansión cósmica. También se le conoce como radiación fósil o de 3 oK.

Radiotelescopio: Es una, o una serie de antenas que se utilizan para detectar emisión de radio proveniente del espacio. Gracias a los radiotelescopios se han detectado innumerables radiofuentes así como la radiación de fondo que permea al universo. La radio antena captura las ondas como un embudo y las enfoca.

Supernovas: Identificadas en los años 30 por los astrónomos W. Baade y F. Zwicky, las supernovas son super- novas: explosiones de las más violentas que ocurren en el Universo. Se estima que hay entre 2 y 4 supernovas por siglo en nuestra Galaxía pero la última que se observó fue en el año 1604 por Kepler, las otras no fueron visibles debido a la absorción interestelar.

Material: Origen y evolución del Universo 23

Cuestionario 1: Repasando contenidos

01) ¿Qué modelos en la antigüedad existían del Universo?

02) ¿Cuáles son los científicos que plantearon la posibilidad de una gran explosión?

03) ¿Qué tipo de modelo de Universo planteó Newton?

04) ¿Cuál es el aporte de Hubble a la Astronomía?

05) ¿En qué consiste la Teoría del estado inflacionario?

06) ¿ En qué momento se origina el espacio y tiempo?

07) ¿En qué consiste el efecto Doppler para el sonido?

08) ¿Cómo sabemos que el universo en la actualidad está en expansión?

09) ¿Qué prueba existe de la gran explosión?

10) ¿Qué tipo es la radiación de fondo?

11) ¿Qué información entrega el color de una estrella?

12) ¿Cuáles son los criterios para clasificar estrellas?

13) ¿Cuáles son las fuerzas que se equilibran en una estrella?

14) Describa el proceso termonuclear en el interior de una estrella.

15) ¿Qué variable define el final de una estrella?

16) ¿Cuáles son los posibles finales de una estrella?

17) ¿Qué caracteriza a un pulsar?

18) Elabore un diagrama que muestra la evolución de una estrella.

Cuestionario 2: Repasando contenidos

01) ¿Qué significa un universo cerrado o abierto?

Material: Origen y evolución del Universo 24

02) ¿Qué entendemos por Universo oscilante?

03) ¿De qué depende el destino del universo?

04) ¿Qué tipo de galaxia es la Vía láctea y Andrómeda?

05) ¿Cuáles son las partes de una galaxia espiral?

06) ¿Cuáles son las galaxias que tienen estrellas viejas en abundancia?

07) ¿Qué diámetro tiene la Vía Láctea?

08) ¿A qué distancia del núcleo de nuestra galaxia se ubica el sistema solar?

09) ¿Cuáles son las estructuras organizadas del Universo?

10) ¿Para qué sirve la técnica del paralaje?

11) ¿Cuáles son las distancias astronómicas conocidas?

12) ¿Por qué se dice que las galaxias son verdaderas islas en el universo?

CRUCIGRAMA El Universo

232 3 7 12 19 22

117 10 14 18

118

21

Material: Origen y evolución del Universo 25

69 13 24

5 15 2529

16 2028

3126

32 30 274

HORIZONTALES VERTICALES

1.- En él, existe espacio y tiempo 2.- La del cangrejo es una de ellas4.- Comienza en el Big Bang 3.- El Sol lo es 5.- Vía Láctea , Andrómeda , etc. (inv) 7.- Constelación 6.- Estrella muy joven 9.- Parte del espectro electromagnético8.- La luz lo es 12.- G …… Roja 10.- Tipo de ondas 14.- Gran astrónomo 11.- Constituida por polvo de estrella 15.- Etapa final de un tipo de estrella ( inv)13.- Tipo de Galaxia 17.- Tipo de estrella16.- Constelación 18.- Telescopio espacial19.- Lo usan los telescopios 22.- Tipo de galaxia20.- Agrupación de Galaxias 23.- Tipo de estrella21.- El gran estallido 25.- Reacción nuclear24.- Son Negros 29.- Elemento de número atómico 2.26.- Lo inventó Galileo 30.- Forma de energía ( inv )27.- Lo tiene el átomo y las galaxias28.- La estrellas masivas alcanza dicha forma31.- La transmite las ondas ( inv )32.- Sinónimo de Universo