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Dpto. Biología-Geología Prof. Elena Díaz Pedroche
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TEMA 1.- EL UNIVERSO
1.- LOS SISTEMAS GEOCÉNTRICO Y HELIOCÉNTRICO.
A. EL SISTEMA GEOCÉNTRICO.
A lo largo de la historia del pensamiento han resultado dominantes las ideas que situaban a la especie humana
en el centro del universo, de forma que la Tierra y todo lo que la rodean han sido creados para los seres
humanos. Esta forma de pensar se llama perspectiva antropocéntrica.
En el mundo clásico la Tierra era el centro del universo y en torno a ella giraban el Sol, la Luna y las estrellas. Es
lo que se conoce como sistema geocéntrico, cuyo principal exponente fue Ptolomeo.
Los antiguos griegos observaron que todas las estrellas giraban durante la noche en el mismo sentido,
manteniendo constantes las distancias entre ellas, lo que les hizo suponer que estaban fijadas sobre una lejana
esfera llamada bóveda celeste.
Sin embrago, algunos objetos celestes seguían trayectorias singulares moviéndose respecto a las estrellas. Se
les denominó planetas, término derivado del griego que significa “errantes” o “vagabundos”.
Para explicar su movimiento, Ptolomeo propuso que giraban no alrededor de la Tierra, sino alrededor de unos
puntos fijos que, a su vez, giraban en torno a la Tierra.
B. EL SISTEMA HELIOCÉNTRICO, LA REVOLUCIÓN COPERNICANA.
El modelo geocéntrico permitía explicar la alternancia de días y noches, así como los principales movimientos
de las estrellas. Pero, conforme se hacían observaciones astronómicas más precisas, hubo que aumentar el
número de esferas y de giros necesarios para explicar dichas observaciones.
En 1543, se publicó la obra de Nicolás Copérnico, en la que sostenía que el centro del universo era el Sol y no
la Tierra, naciendo así el sistema heliocéntrico. Este sistema explicaba, de forma más sencilla, el movimiento
aparente de los planetas, ya que solo se trataba del cambio de perspectiva en su observación desde la Tierra
cuando esta y el planeta giraban con distinta rapidez alrededor del Sol.
2.- EL ORIGEN Y EVOLUCIÓN DEL UNIVERSO.
Durante el siglo XX hubo grandes aportaciones científicas sobre el origen del universo:
1927 G. Lamaître propuso que el universo se originó con la explosión de un “átomo primigenio”.
1929 Edwin Hubble comprobó que las galaxias se alejan unas de otras, con una velocidad proporcional
a la distancia que las separan.
1948 G. Gamov propuso una gran explosión (big bang) como origen del universo e indicó que esa
explosión debería haber dejado en todo el espacio un fondo de microondas.
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1965 A. Penzias y R. Wilson detectaron el fondo cósmico de microondas (FCM), una luz procedente de
todas las direcciones en torno a la Tierra. Compone una especie de fotografía de cómo era el universo
hace 13800 Ma.
Las científicas y los científicos datan el comienzo del universo en un acontecimiento sucedido hace unos 13800
Ma: el big bang. Entonces, toda la materia del universo estaba comprimida en un espacio muy pequeño.
Con ese elevado grado de compresión y debido a la elevada temperatura, no existían partículas con masa y
todo lo que contenía ese estado primitivo era energía radiante (luz).
A partir del big bang, comienza una vertiginosa expansión del universo que se mantiene hasta nuestros días, y
la física propone un modelo de esta evolución. Es preciso considerar unos intervalos de tiempo muy pequeños
para poder separar las distintas etapas que experimentó el universo en los primeros instantes.
2.1.- EL UNIVERSO PRIMITIVO.
La teoría del big bang, en contra de los que cabe pensar, no es una teoría sobre el origen del universo, sino
acerca de la evolución del universo. Desde ese instante primordial, átomo primigenio, en palabras de Lemaître,
el universo ha recorrido diferentes etapas que han dejado una huella que se puede registrar e interpretar, sobre
todo la radiación cósmica de fondo.
Las primeras etapas del universo constituyen un reto para los científicos, puesto que las energías implicadas en
aquellos instantes dificultan o impiden la comprobación experimental. Aun así, existe un consenso que permite
distinguir tres momentos importantes en la evolución del universo temprano.
a) Inflación.
Ocurre entre los 10-36 y 10-33 segundos. En este periodo el universo se expandió en un factor de 1018 veces
su tamaño original, hasta alcanzar el tamaño de un balón de baloncesto. Por comparación, si el universo
hubiera tenido el tamaño de una moneda de céntimo de euro, hubiera alcanzado un tamaño de diez
millones de veces el diámetro de la Vía Láctea.
b) Nucleosíntesis.
Entre uno y tres minutos después del big bang. La temperatura bajó lo suficiente como para que los
protones y los neutrones recién formados originaran los primeros núcleos atómicos, pero no para que los
electrones se unieran a ellos. Los electrones interaccionaban con los fotones impidiendo que estos se
dispersen por el espacio, de modo que el universo era oscuro.
c) Recombinación.
300000 años después del big bang. El descenso de la temperatura hace que los núcleos atómicos se unan
a los electrones para formar los primeros átomos. Ello permite a los fotones de luz dispersarse por el espacio
en forma de radiación cósmica de fondo. En términos coloquiales, se hizo la luz.
La formación de estructuras mayores, como nubes de gas, estrellas y galaxias, se produce posteriormente por
este orden:
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12 Ma. La materia se va agrupando y forma grandes nubes primigenias de gas.
10000 Ma. En esas nubes comienzan a brillar las primeras estrellas, encendidas por la fuerza gravitatoria,
y se convierten en galaxias, donde nacen y mueren las estrellas, generando átomos pesados en su
interior.
8000 Ma. Se “enciende” el Sol dentro de la Vía Láctea y se crean los planetas prácticamente al mismo
tiempo.
2.2.- EL FUTURO DEL UNIVERSO.
A día de hoy, la ciencia permite plantear tres futuros para el universo. Para comprenderlos, se tiene en cuenta
el balance entre las fuerzas de expansión, que tienden a separar los componentes, y las fuerzas de contracción,
básicamente la gravedad.
a) Modelo del big freeze. Universo en equilibrio.
El universo continuará expandiéndose, cada vez más lentamente, aunque sin llegar a detenerse. Cada vez
se formarán menos estrellas, predominarán las estrellas viejas, que, al lucir más tiempo, permiten la
formación de planetas. Aumentará el número de supernovas, agujeros negros, estrellas de neutrones y
enanas blancas (cadáveres estelares). Tras desaparecer la última estrella y al continuar la expansión, la
materia se desintegrará y llegará la muerte térmica del universo.
b) Modelo del big crunch. Dominio de la materia.
La expansión del universo se detendrá y comenzará un proceso inverso. Toda la materia y energía del
universo colapsará hacia un punto: las estrellas se convertirán en agujeros negros que colapsarán en un
plasma cada vez más caliente, se desharán los átomos y se volverá a una singularidad.
c) Modelo del big rip. Dominio de la expansión.
El universo se expandirá cada vez más rápido y las galaxias se alejarán cada vez más. Posteriormente las
galaxias se desintegrarán y originará un universo de estrellas dispersas, que a su vez se disgregarán sus
átomos fundamentales, y estos en un conjunto de partículas subatómicas sin ningún tipo de interacción
entre ellas.
3.- LOS CONSTITUYENTES DEL UNIVERSO.
Los fenómenos naturales que advertimos en la Tierra se pueden explicar mediante un conjunto de reglas que
describen cómo se relacionan entre sí dos tipos distintos de partículas elementales: las partículas materiales y
las partículas mediadoras. En las últimas décadas se han observado fenómenos en el espacio que no se
consiguen describir con las partículas descubiertas en los laboratorios terrestres. Para explicarlos, se ha
propuesto la existencia de nuevas partículas, que integrarían la materia oscura.
3.1.- PARTÍCULAS MATERIALES.
Una de las aspiraciones más antiguas de la ciencia ha sido identificar los constituyentes fundamentales de la
materia. La primera propuesta moderna fue el átomo. A comienzos del siglo xx, sin embargo, se descubrió que
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no era fundamental, ya que se podía dividir en dos partes: el núcleo y la corteza. En la corteza se localizaron
los electrones y en el núcleo, los neutrones y los protones.
Un análisis más detallado del núcleo reveló que los neutrones y los protones tampoco eran fundamentales: se
componen de quarks.
El último componente de la materia es una partícula ultraligera que se produce en la desintegración de los
neutrones: el neutrino.
3.2.- PARTÍCULAS MEDIADORAS.
Las partículas materiales se afectan mutuamente. Se atraen y se repelen. A veces se desintegran o surgen de la
interacción de otras partículas. ¿Cómo lo hacen? Intercambiando partículas mediadoras. Se conocen cuatro
clases, que dan lugar a las cuatro interacciones fundamentales: el electromagnetismo, la gravedad, la interacción
débil y la interacción fuerte.
Interacción electromagnética. Determina cómo se relacionan entre sí las partículas con carga eléctrica.
Puede ser atractiva o repulsiva y su intensidad decrece con la distancia. Su partícula mediadora es el
fotón. Compone la luz visible, las microondas, los rayos X, los rayos gamma o las ondas de radio.
Interacción gravitatoria. Explica cómo se afectan mutuamente las partículas que tienen masa. Es la
interacción más débil y hacen falta grandes masas – como las de los planetas o las estrellas – para hacer
sentir con claridad sus efectos. Su intensidad decrece con la distancia. La partícula mediadora es el
gravitón, aunque aún no se ha detectado.
Interacción fuerte. Mantiene el núcleo atómico unido y estable. Explica cómo se relacionan las
partículas que tienen color y afecta solo a los quarks. Su intensidad aumenta con la distancia. Su
partícula mediadora es el gluón.
Interacción débil. Entra en juego en circunstancias muy particulares, como la desintegración de los
neutrones, aunque afecta a todas las partículas materiales. Es capaz de transformar unos quarks en
otros. Tres partículas median en esta interacción. Se llaman Z, W+ y W-.
3.3.- LA MATERIA OSCURA Y LA ENERGÍA OSCURA.
En la década de los sesenta del pasado siglo se midió la velocidad a la que orbitan las estrellas alrededor del
centro de las galaxias. Los astrónomos comprobaron entonces que dicha velocidad era mucho mayor de lo que
debería esperarse de acuerdo con las leyes de Kepler. La única explicación posible era que esas galaxias tenían
que contener más materia de la que se podía observar. De este modo se llegó a la conclusión de que más del
90% de la materia que hay en el universo es materia oscura, cuya naturaleza no ha sido aún desvelada.
Igualmente, en la década de los noventa, los astrónomos descubrieron que el ritmo de expansión del universo
no es constante desde su origen, sino que, hace 3000 millones de años, la expansión se aceleró de tal modo
que hoy en las galaxias no solo se están separando más, sino que parece que tardan menos tiempo en hacerlo.
Los científicos han supuesto que la fuente de esa aceleración no es otra que una cierta energía oscura. Su origen
y naturaleza también son inciertos.
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Así pues, se ha revisado la composición del universo y se ha establecido la siguiente distribución: 71,4 %
corresponde a la energía oscura, 24 % a la materia oscura y el 4,6 % restante a la materia hasta ahora
considerada única: estrellas, planetas y cualquier otra materia visible.
4.- LOS COMPONENTES DEL UNIVERSO.
Las concentraciones de materia que constituyen las estrellas se atraen entre sí y quedan ligadas en agrupaciones
relativamente compactas: las galaxias. A pesar de las vastas distancias que separan las galaxias vecinas, sus
masas siguen ejerciendo suficiente influencia gravitatoria para asociarlas en grupos. La atracción gravitatoria se
debilita entre los grupos de galaxias, pero continúa siendo capaz de establecer lazos entre ellos, dando lugar a
cúmulos. Estos, a su vez, forman supercúmulos.
Las galaxias son enormes conjuntos de estrellas (miles de millones) unidas por atracción gravitatoria. Existen
galaxias de formas diversas, aunque las espirales son muy comunes.
Cada galaxia contiene:
Estrellas. Las estrellas son esferas de gas incandescente donde se producen reacciones nucleares que
emiten grandes cantidades de energía.
Las estrellas tienen alrededor diversos objetos: planetas son sus satélites, asteroides y cometas.
Nebulosas. Las nebulosas son nubes de gas y polvo que se extienden por vastas regiones del interior
de las galaxias. En ellas se forman las estrellas.
5.- LAS ESTRELLAS, FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN.
Una estrella es una esfera de gases incandescentes, principalmente hidrógeno y helio, que se encuentran en
estado de plasma debido a las altas temperaturas que posee. En su interior se producen reacciones nucleares
de fusión que generan gran cantidad de energía.
La reacción principal que se produce en las estrellas es la fusión de átomos de hidrógeno para dar helio. La
energía producida se radia en forma de ondas electromagnéticas. Los efectos más apreciables que producen
son luz y calor.
5.1.- GÉNESIS DE LAS ESTRELLAS Y FORMACIÓN DE LOS ELEMENTOS QUÍMICOS.
Las estrellas se originan dentro de las nebulosas y en su interior se producen los distintos elementos del
sistema periódico.
La gravedad hace que una nube de gas, ricas en hidrógeno, se concentre aproximando sus átomos y
aumentando de densidad.
Según aumenta la densidad sube la temperatura del gas y, cuando el núcleo de la nube alcanza entre 10 y
15 · 106 ºC, comienzan las reacciones nucleares de fusión de hidrógeno para producir helio.
La fuerza gravitatoria queda momentáneamente compensada por la presión de la radiación y la estrella
permanece con un tamaño estable mientras exista hidrógeno para consumir.
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Cuando el hidrógeno se va acabando, se producen convulsiones que aumentan la temperatura interior de
las estrellas. Esto hace que en sus distintas capas se produzcan otras reacciones de fusión en las que se
originan otros elementos químicos.
La producción de hierro absorbe energía en vez de desprenderla y el proceso de fusión se detiene.
Entonces, si la estrella tiene suficiente masa, su fuerza gravitatoria la desploma hacia su centro, generando
otro gran aumento de la temperatura y una explosión tipo supernova que destruye prácticamente a la
estrella y en la que se originan en poco tiempo los elementos más pesados del sistema periódico.
5.2.- EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS.
Todas las estrellas consumen hidrógeno y producen helio, pero el ritmo del consumo varía y depende de la
masa de la estrella. Este ritmo de consumo determina la duración de la vida de la estrella y los acontecimientos
en ella. De manera simplificada, podemos diferenciar entre estrellas poco masivas, como nuestro Sol, y estrellas
con mucha mayor masa.
La vida de nuestro Sol.
El Sol lleva consumiendo hidrógeno unos 5000 Ma y le queda combustible para otros tantos años. Cuando
el combustible se vaya agotando, dominará la fuerza gravitatoria sobre la presión de la radiación, el Sol se
contraerá, su núcleo se calentará y comenzará a fusionar helio produciendo carbono. La energía
desprendida hará que siga la fusión del hidrógeno residual en las capas externas y el Sol aumentará de
tamaño convirtiéndose en una estrella roja. Posteriormente, expulsará parte de su masa externa creando
una nebulosa planetaria, y el núcleo se convertirá en una estrella enana blanca, con un tamaño similar a la
Tierra, donde no se producen reacciones nucleares. Esta estrella radia energía térmica y poco a poco se
convertirá en un “cadáver estelar” denominado enana negra.
La vida de las estrellas masivas.
Si la masa de la estrella es mayor que 1,5 veces la masa del Sol, tendrá un final violento, experimentando
una gran explosión denominada supernova que expulsará la parte externa de la estrella y se creará un resto
compacto y pesado que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro.
Las estrellas de neutrones o púlsares.
Si la estrella que explota tiene una masa comprendida entre 1,5 y 3 masas solares, el resto estelar es tan
masivo que la fuerza de la gravedad obliga a los electrones a situarse dentro de los núcleos atómicos,
creando neutrones.
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Los agujeros negros.
Si la estrella tiene más de 3 masas solares, el desplome gravitatorio del resto compacto de una supernova
hace que este desaparezca virtualmente de la vista y dentro de una superficie imaginaria denominada
horizonte de sucesos. El objeto creado se denomina agujero negro porque dentro de ese horizonte la
gravedad es tan intensa que no deja salir nada, no siquiera la luz.
No hay información de lo que sucede dentro de un agujero negro, ya que no emite ningún tipo de radiación
ni señal, pero se sabe que debe de haber algún punto de gravedad infinita donde las leyes de la física, tal
como las conocemos, no se cumplen.
6.- FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR.
Las científicas y los científicos se han hecho estas preguntas sobre el sistema solar:
¿Cuándo se originó?
¿Todos los componentes se formaron simultáneamente, o lo hizo primero el Sol y después los planetas?
¿Por qué son tan diferentes los planetas interiores de los exteriores?
¿Los asteroides son los escombros de un plantea que se destruyó o los ladrillos de uno que no llegó a
formarse?
No resulta fácil saber qué ocurrió hace miles de millones de años para que se originase el sistema solar; por
eso, las científicas y los científicos propones teorías.
El sistema solar tiene un conjunto de características que cualquier teoría sobre su origen debe poder explicar:
a) El Sol y todos los planetas giran en el mismo sentido. Cuando un hecho se repite, el científico debe
pensar que no ocurre por casualidad, sino que existe causalidad, es decir, hay alguna razón que lo
justifica.
b) Las órbitas de todos los planetas son elipses de muy poca excentricidad, es decir, su forma se aproxima
a la de la circunferencia.
c) Las órbitas de todos los planetas se sitúan aproximadamente en el mismo plano, denominado eclíptica,
que coincide con el plano ecuatorial del Sol.
d) Los planetas interiores son pequeños y densos, mientras que los exteriores son grandes y ligeros.
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e) Todos los cuerpos celestes que son rocosos (planetas interiores, asteroides y satélites) tienen
numerosos cráteres de impacto. Por ejemplo, la superficie de Marte, la superficie de la Luna y la de
muchos asteroides tienen cráteres de impacto que no son de origen volcánico, sino producidos por los
choques con asteroides u otros cuerpos celestes.
6.1.- LA TEORÍA PLANETESIMAL.
Se han formulado diversas teorías sobre el origen del universo; la más aceptada actualmente es la teoría
planetesimal. Pero, ¿cómo pueden las científicas y los científicos elaborar una teoría sobre algo que ocurrió
hace 4600 Ma? Las dimensiones espaciales, obviamente, hacen imposible experimentar el proceso en el
laboratorio.
La formación de una estrella y sus planetas requiere millones de años, de manera que no es posible centrarse
en una zona de nuestra galaxia en la que esté formándose una estrella y seguir día a día su evolución. Hay que
fijarse en estrellas que se encuentren en distintas fases de su evolución.
Contamos con unos “testigos” de las fases iniciales de la formación del sistema solar: son los asteroides y
cometas, como los que hay en el cinturón de Kuiper o en el cinturón de asteroides. Representan la materia que
no se concentró en el Sol ni en los planetas y satélites, y tienen, por tanto, gran interés científico.
Formación del sistema solar:
1. Nebulosa inicial. Hace unos 4600 Ma una nebulosa giratoria de polvo y gas, cuyas dimensiones eran
superiores al sistema solar, comenzó a contraerse.
2. Colapso giratorio. La contracción o colapso formó una gran masa central y un disco giratorio en torno
a ella.
3. Formación del protosol. La colisión de las partículas en la masa central liberó gran cantidad de calor.
Comenzó la fusión nuclear del hidrógeno, lo que marcará el nacimiento de una estrella, el protosol, en
el interior de la nebulosa.
4. Formación de planetesimales. Las partículas de polvo y gas que formaban el disco giratorio en torno al
protosol siguieron, paralelamente, un proceso de agrupación. Así, inicialmente, se formaron gránulos
de algunos milímetros de cuyas colisiones y fusiones se originaron cuerpos mayores, los planetesimales,
con tamaños entre algunos centenares de metros y kilómetros.
5. Formación de protoplanetas. Las colisiones de los planetesimales y su unión, acreción, originaría los
planetas primitivos o protoplanetas.
6. Barrido de la órbita. En virtud de ese proceso de acreción, cada protoplaneta fue despejando su zona
orbital de planetesimales.
7.- COMPOSICIÓN DEL SISTEMA SOLAR.
Tras los últimos cambios introducidos por la Unión Astronómica Internacional (UAI), el sistema solar está
compuesto por:
El Sol. Es la estrella de nuestro sistema planetario. Tiene un tamaño medio entre las distintas estrellas;
aun así, en su interior cabrían un millón de planetas como la Tierra.
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Planetas. Son cuerpos celestes que orbitan alrededor del Sol, cuyas masas son lo suficientemente
grandes para tener forma esférica y haber despejado los alrededores de su órbita.
Interiores o terrestres. Incluyen Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. Son los planetas que se
encuentran más cercanos al Sol, tienen un pequeño tamaño, su superficie es rocosa y tienen
una atmósfera gaseosa poco extensa o inexistente.
Exteriores o gigantes. Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Son los planetas que se encuentran
más alejados del Sol, tienen un tamaño grande, sus superficies no son rocosas, y se encuentran
fundamentalmente en estado gaseoso y líquido.
Enanos. Su masa les permite tener una forma casi esférica pero no despejar completamente su
órbita. Aquí se incluyen Ceres, Plutón, Eris y, seguramente, más cuerpos celestes situados más
allá de la órbita de Neptuno.
Satélites. Son cuerpos celestes que giran en torno a los planetas. La Luna es el satélite de la Tierra.
Exceptuando Mercurio y Venus, todos los planetas tienen satélites. En torno a Júpiter se han encontrado
ya 63 satélites, en torno a Saturno, 60, y la lista no deja de aumentar.
Cuerpos menores del sistema solar. Según la UAI son todos los cuerpos celestes que orbitan en torno
al Sol y no son planetas, ni planetas enanos no satélites. Incluyen los asteroides y los cometas.
Los asteroides son cuerpos rocosos con forma irregular. La mayoría se encuentra en el cinturón
de asteroides, entre Marte y Júpiter. Otros son los troyanos, que giran en la misma órbita que
Júpiter, y los centauros, en la órbita de Saturno.
Los cometas son pequeños cuerpos celestes que están constituidos por hielo y por partículas
de polvo. Los cometas orbitan más allá del planeta Neptuno, en el llamado cinturón de Kuiper.
7.1.- EL NACIMIENTO DE LA TIERRA.
1. Formación del protoplaneta terrestre. La unión de planetesimales habría originado el protoplaneta
terrestre.
2. El aumento de su campo gravitatorio, según incrementaba su tamaño, debió de favorecer la acreción
de nuevos planetesimales, lo que aumentó la temperatura.
3. Diferenciación por densidades. La Tierra primitiva debió de estar parcialmente fundida, lo que favoreció
que sus componentes se distribuyeran según su densidad.
4. El hierro se desplazó a las zonas más profundas, lo cual propició la formación del núcleo terrestre.
5. Los gases del interior, entre los que abunda el vapor de agua, escaparon dando lugar a la atmósfera.
6. Enfriamiento de la superficie. El bombardeo de los planetesimales se redujo a medida que la Tierra fue
despejando su órbita y comenzó a enfriarse.
7. Formación de los océanos. Al descender la temperatura de la superficie, se favoreció la condensación
del vapor de agua, las aguas ocuparon los relieves más bajos y se formaron los oceános.
7.2.- EL NACIMIENTO DE LA LUNA.
La hipótesis más aceptada sobre el origen de la Luna es que es “hija” de la Tierra: en los primeros estadios de
la formación de la Tierra, un planeta del tamaño de Marte chocó contra ella arrancando material de sus partes
más externas (las que son menos densas).
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Este material originó un disco de acreción que, posteriormente, originó la Luna. Un hecho que apoya esto
es que la densidad de la Tierra es de 5,5 g/cm3 y la de la Luna es 3,3 g/cm3.
8.- UN PLANETA PARA LA VIDA.
Encontrar vida en otros lugares fuera de la Tierra se ha convertido en uno de los grandes retos de la ciencia
actual. Para poder localizar vida fuera de la Tierra, se debe tener muy claro qué buscar y dónde buscar. Conocer
las condiciones que permiten la vida en la Tierra resulta, pues, imprescindible para poder reconocerlas fuera del
planeta.
Las Tierra cumple varias condiciones que hacen que resulte un lugar óptimo para el desarrollo de la vida:
Orbitar alrededor de una estrella del tamaño del Sol. El Sol posee un tamaño adecuado para el
desarrollo de la vida. Si el Sol hubiera sido más grande, habría dejado de brillar hace varios miles de
millones de años, mientras que, si fuera más pequeño, no irradiaría la energía necesaria.
Distancia al Sol. La Tierra se sitúa a la distancia adecuada alrededor de la estrella de tamaño óptimo
para permitir la vida. Si el planeta se situara un poco más lejos del Sol, todo estaría congelado. Y si
girara un poco más cerca, el agua se habría evaporado y todo estaría calcinado.
Excentricidad de la órbita terrestre. El grado de deformación de una elipse viene descrito por la
excentricidad, un número entre 0 y 1. Una excentricidad cercana al 0 significa que la figura es
prácticamente un círculo, como es el caso de la órbita terrestre. Si la excentricidad de la órbita fuera
cercana a la unidad, los océanos hervirían en el punto más próximo al Sol y se congelarían al alcanzar
el punto más lejano.
Dinámica interna terrestre. Resulta muy ventajoso poseer un interior terrestre tan activo en cuando a
su capacidad de renovar la litosfera. Sin las fuerzas telúricas, capaces de formar nueva litosfera y de
destruirla en las fosas submarinas, la superficie de nuestro planeta se encontraría sumergida bajo 4
kilómetros de agua. Además, el núcleo líquido es el encargado de generar el campo magnético que
protege a la Tierra de los peligrosos rayos cósmicos, que impedirían la vida.
El planeta debe contar con gravedad suficiente para retener la atmósfera.
Los planetas deben estar situados en la zona denominada “zona habitable”, es decir, donde la
temperatura permita la existencia de agua líquida. En el caso del sistema solar, la zona habitable está
entre Venus y Marte.
9.- CÓMO SE ESTUDIA EL UNIVERSO?
La información de lo que sucede en el espacio exterior llega a la Tierra a través de dos vías fundamentales:
como luz y como partículas de materia. La gran diferencia entre la astronomía antigua y la moderna reside, por
un lado, en la sensibilidad de los instrumentos que detectan la luz y las partículas. Por otro, en el conocimiento
de las leyes naturales para interpretar lo que registran estos instrumentos.
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9.1.- LA ANTIGUAL ASTRONOMÍA.
El ojo fue el principal instrumento de los primeros astrónomos. Gracias al registro de sus observaciones,
aprendieron la regularidad en los movimientos de los planetas, las fases lunares y los ciclos estacionales de las
estrellas.
Claudio Ptolomeo (100 – 170 d.C.) perfeccionó un modelo que predecía con razonable exactitud el
movimiento de Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno. Situó a la Tierra en el centro del universo
(modelo geocéntrico).
Nicolás Copérnico (1473 – 1543) apuntó que gran parte de la complejidad del sistema de Ptolomeo se
debía al punto de vista. Si se situaba al Sol en el centro (modelo heliocéntrico), las órbitas de los planetas
se simplificaban.
La invención del telescopio y las aportaciones de Isaac Newton (1643 – 1727) marcaron el posterior
desarrollo de la astronomía. Newton formuló la ley de la gravitación universal y, junto con Gottfried
Leibniz, creó el cálculo infinitesimal. De este modo, se ampliaron tanto el rango de observación como
las herramientas teóricas para construir modelos que predecían con gran exactitud el movimiento de
los cuerpos celestes.
9.2.- LA ASTRONOMÍA ACTUAL.
Los instrumentos que analizan la radiación electromagnética y las partículas procedentes del espacio han
alcanzado un grado de sensibilidad extraordinario.
Los telescopios exploran las ondas electromagnéticas mucho más allá del rango de la luz visible. Existen
radiotelescopios (antenas que detectan ondas de radio), telescopios de rayos X o de rayos gamma.
Los telescopios espaciales operan sin el estorbo de la atmósfera, que absorbe gran parte de la radiación
infrarroja, ultravioleta o de rayos X antes de que alcance la superficie de la Tierra.
En los laboratorios de la Estación Espacial Internacional o de los transbordadores espaciales se estudia
el comportamiento de la materia en condiciones de microgravedad.
Los aceleradores de partículas crean materia en condiciones de temperatura extremas, que se
aproximan a las que se daban en el universo primitivo.
Las sondas espaciales obtienen información inaccesible desde la Tierra, al visitar el Sol y otros planetas
de sistema solar.
Experimentos ultrasensibles son capaces de detectar partículas como los neutrinos, emitidas por el Sol
o por otros cuerpos celestes.
El progreso de la física, la química, las matemáticas y la computación permite concebir qué clase de fenómenos,
que no podemos examinar de cerca, generan esa luz y esas partículas que recogen los nuevos instrumentos.
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LA CIENCIA CON …
Albert Einstein: la masa es equivalente a la energía.
A principios del siglo xx se consideraba que en física todo se había descubierto, que solo quedaba algún fleco
por explicar …
Uno de esos flecos era por qué se genera una corriente eléctrica cuando la luz impacta en un metal, el
denominado efecto fotoeléctrico. Y un joven físico de apenas 20 años, Albert Einstein (1879 – 1955) dio con la
solución: no solo explicó ese efecto (que, por cierto, es la base de los paneles solares), sino que desmontó la
física de Newton. En casi 300 años no se había visto nada igual: un chaval veinteañero que trabajaba de físico
en su tiempo libre había derribado el edificio de la física. Y lo hizo con la publicación en un mismo año (1905)
de cuatro artículos que se han convertido en los más importantes de la historia de esta disciplina.
En la primera publicación, explicó un tipo de movimiento de las moléculas (movimiento browiano); en el
segundo, descifró el efecto fotoeléctrico mediante la hipótesis de que la luz está integrada por cuantos
(paquetes) individuales, que más tarde se llamarían fotones. Por este descubrimiento recibió el Nobel de Física
en 1921. Pero lo más asombroso vendría en los dos siguientes artículos, que sentarían las bases de la teoría de
la relatividad y sus asombrosas conclusiones: existe una equivalencia entre la energía E de una cantidad de
materia y su masa m. Y formuló su famosa ley: E = m · c2, donde c es la velocidad de la luz, que se supone
constante.
Sus ideas revolucionaron la física, pero son difíciles de entender para los que no dominan las matemáticas.
Muchos creen que fue ahí donde empezó el divorcio entre la ciencia y la sociedad, puesto que una parte
importante de la élite culta no las comprendía. Entre estas ideas destacan algunas, como la de que la masa
aumenta con la velocidad o que la gravedad no es una fuerza, como afirmaba Newton, sino un campo creado
por la presencia de una masa en el continuo espacio-tiempo. Todo fueron hipótesis hasta que se confirmó
experimentalmente con el eclipse solar de 1919. El diario inglés The Times describió al físico alemán como “el
nuevo Newton”. Y su fama fue mundial. La física de Newton es válida para distancias planetarias; pero, en la
inmensidad del universo, las leyes que se cumplen son las de Einstein.
Los nazis los persiguieron por su origen judío. Aunque sus resultados científicos contribuyeron a que se creara
la bomba atómica, fue toda su vida un pacifista convencido y luchó por erradicar las armas nucleares. En una
ocasión, le preguntaron que cómo sería la III Guerra Mundial y él contestó que no lo sabía, pero que en la
cuarta se emplearían piedras y palos, pues la humanidad ya tenía un arsenal de armas para destruirse a sí misma
varias veces.
Jocelyn Bell: la descubridora de los pulsares.
Durante siglos la astronomía fue la disciplina más prestigiosa y su estudio inició la ciencia moderna. Había poco
más que planetas, lunas y estrellas, incluido el Sol, que es la más cercana. La mejora constante de instrumentos
de medida desveló otras entidades, como los agujeros negros, los quásares o, incluso, planetas extrasolares
donde muchos piensan que puede haber vida. Pero de entre todo lo que alberga el universo hay una estructura
realmente fascinante: los púlsares, estrellas que no están hechas de átomos (hidrógeno, helio, …), como nuestro
Dpto. Biología-Geología Prof. Elena Díaz Pedroche
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Sol, sino de partículas subatómicas. En este caso, de neutrones. Y tienen una extraña cualidad: giran sobre sí
mismas a velocidades gigantescas, cientos de veces por segundo.
La primera persona que descubrió un púlsar (en 1967) fue una joven física de 24 años Jocelyn Bell (Irlanda del
Norte, 1943) cuando realizaba su tesis doctoral en la Universidad de Cambridge. Su trabajo consistía en operar
el radiotelescopio para captar señales de los cuásares. El telescopio daba datos a razón de 120 metros de papel
cada cuatro días y Bell debía analizarlos e interpretarlos (en aquella época no había ordenadores tal como los
conocemos ahora). Notó que había marcas inusuales hechas por una fuente de radiación demasiado rápida y
regular para ser un cuásar. Y se hizo la pregunta más importante en ciencia: ¡qué raro! Había detectado la
primera evidencia de un púlsar. En 1968, Bell publicó su hallazgo, junto a su director de tesis, Anthony Hewish,
en la revista Nature y el mundo quedó asombrado.
Pocos años después, en 1974, Anthony Hewish y Martin Ryle (el que mejoró el telescopio que hizo posible el
hallazgo) recibieron el Nobel de Física por el descubrimiento de los púlsares. A Bell, que ese año cumplía 31
años, la olvidaron. Hubo un enorme escándalo: si ella fue la primera en descubrirlo y aparecía en las
publicaciones, ¿por qué no se lo reconocieron? ¿La olvidaron por ser joven o por ser mujer? A William L. Bragg
se lo habían dado con 25 años …
No era la primera vez. EN 1944 Otto Hahn recibió el Nobel de Química por sus estudios de fisión nuclear del
uranio, mientras quedaba en el olvido Lise Meitner, la joven física que más había contribuido a ese hallazgo. En
1962 James Watson y Francis Crick recibieron el Nobel de Medicina por descubrir la estructura del ADN. Ese
año ya había muerto la química que hizo posible la técnica: Rosalind Franklin. En 2017 ninguna mujer ganó un
Nobel científico. Desde 1901, año en que empezó a concederse el galardón científico más prestigioso, el 97%
de los galardonados son hombres.
