NUESTRO LUGAR EN EL UNIVERSO

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1 NUESTRO LUGAR EN EL UNIVERSO 1. Investigando el universo 2. Modelos del Universo 3. El Sistema Solar 4. El origen del Sistema Solar 5. Más allá del Sistema Solar 6. Cómo está organizado el Universo? 7. EL Big- Bang, el universo en movimiento 8. Viajando hacia el futuro: exoplanetas, la gran sorpresa Fuentes: IES Jiménez de la Espada Dpto. Física y Química IES Gil y Carrasco. Dpto. CCNN 1

2 1. Investigando el Universo qué hay ahí fuera? Cada cuerpo, cada sustancia emite o absorbe energía de una forma determinada. El espectro electromagnético o simplemente espectro al conjunto de dichas radiaciones. Todo el conjunto posible de las ondas electromagnéticas de todos los objetos conocidos aparece en la figura adjunta El espectro electromagnético se extiende desde la radiación de menor longitud de onda, como los rayos gamma y los rayos X, pasando por la luz ultravioleta, la luz visible y los rayos infrarrojos, hasta las ondas electromagnéticas de mayor longitud de onda, como son las ondas de radio. La energía electromagnética en una particular longitud de onda λ (distancia entre dos ondas sucesivas) tiene una frecuencia f asociada (nº vibraciones en unidad de tiempo) y una energía (c). Por tanto, el espectro electromagnético puede ser expresado igualmente en cualquiera de esos términos. Se relacionan en las siguientes ecuaciones. Frecuencia y longitud de onda son inversamente proporcionales, a menor longitud de onda, mayor frecuencia y mayor energía:, o lo que es lo mismo Un espectro electromagnético sirve para identificar una sustancia de manera análoga a una huella dactilar. Así para estudiar el Universo hay telescopios en todo el rango del espectro electromagnético Y también Telescopio de luz visible o o o o Radiotelescopio Con infrarrojos Con rayos u.v Con RX Además hay desplegados multitud de aparatos orbitando para recoger más información a. Satélite artificial. Los satélites son objetos artificiales que orbitan alrededor de un astro, la mayoría alrededor de la Tierra. Desde 1957 han sido lanzados al espacio más de satélites, ene estos momentos son operativos unos Los satélites son cada vez más importantes para la vida en la tierra. Se utilizan para entretenimiento espacial, seguridad militar, meteorología, comunicaciones, teledetección, navegación con GPS. El telescopio espacial Hubble se encuentra sobre un satélite artificial. 2

3 b. Sondas espaciales: son aparatos enviados al espacio para estudiar astros del Sistema Solar, y se diferencian de un satélite en que no establece una órbita alrededor de un objeto (ya sea la Tierra o el Sol), sino que se lanzan hacia un objeto concreto, o bien termina con una ruta de escape hacia el exterior del sistema solar. Las sondas llevan cámaras fotográficas, y analizadores de espectro (ejp. Voyager 2, Pioner 11, New Horizons, etc.) c. Estaciones espaciales: están diseñadas para hacer vida en el espacio exterior, orbitan la Tierra, o el cuerpo celeste donde hayan sido puestas en órbita y son el lugar idóneo para estudiar los efectos a largo plazo del vuelo espacial sobre el cuerpo humano. También albergan laboratorios donde se realizan importantes estudios científicos sobre aspectos que pueden ser útiles en otros viajes espaciales. d. Naves espaciales: tripuladas y sin tripular. 2. Modelos del Universo Modelo geocéntrico: Ptolomeo La concepción de nuestro sistema solar evolucionado a lo largo de los siglos estableciéndose dos sistemas diferentes para explicarlo. En el siglo II d.c., Claudio Ptolomeo planteó un modelo del Universo con la Tierra en el centro. En el modelo, la Tierra permanece estacionaria mientras los planetas, la Luna y el Sol describen complicadas órbitas alrededor de ella. Aparentemente, a Tolomeo le preocupaba que el modelo funcionara desde el punto de vista matemático, y no tanto que describiera con precisión el movimiento planetario. Aunque posteriormente se demostró su incorrección, el modelo de Tolomeo se aceptó durante varios siglos. En el modelo geocéntrico la Tierra era el centro del universo y con ella la especie humana, para ella ha sido creada la Tierra y todo lo que le rodea. El modelo geocéntrico explicaba la alternancia de noches y días, así como los principales movimientos de las estrellas, pero a medida que se hacían observaciones astronómicas más precisas, su explicación requería una complicación excesiva del modelo. Modelo heliocéntrico: Copérnico En 1492 se descubrió América y se amplió de gran forma la navegación, lo que empezó a requerir mejores instrumentos navales, así como una mejoría en las técnicas de cartografía terrestre y estelar. Este hecho significó un importante estimulo para el estudio de la geografía, la astronomía y las matemáticas. En astronomía, las aportaciones de Nicolás Copérnico supusieron un cambio radical y un nuevo impulso para una ciencia que estaba dormida. Copérnico analizó críticamente la teoría de Ptolomeo de un Universo geocéntrico y demostró que los movimientos planetarios se pueden explicar mejor atribuyendo una posición central al Sol, más que a la Tierra. No hay un centro común a todos los astros. La Tierra es el centro de la Luna y de la gravedad. 3

4 El Sol es el centro del sistema planetario. La distancia al Sol es infinitamente pequeña comparada con la que hay a las estrellas fijas. La Tierra gira diariamente sobre su eje, dando así la impresión que es el firmamento el que gira. La Tierra y los demás planetas giran en torno al Sol, dando así la impresión de que éste tiene un movimiento anual. Galileo Defiende el modelo heliocéntrico copernicano al que aportó importantísimos datos derivados de la observación detallada del universo gracias a la utilización del telescopio, que permitió descubrimientos relevantes como: los satélites de Júpiter y las fases de Venus. Nuevos descubrimientos contribuyen a perder la perspectiva antropocéntrica y dieron cuenta de la inmensidad del universo. La estructura del universo es mucho más complicada que la prevista por Copérnico y sus dimensiones mucho mayores. El Sol tampoco ocupa el centro del universo. Nuestra galaxia es sólo una entre los millones de galaxias que integran el universo conocido 3. El Sistema Solar Está formado por el Sol que es la estrella central y una serie de planetas. Los planetas son cuerpos celestes que orbitan alrededor del Sol. Tienen suficiente masa como para que su gravedad supere las fuerzas del sólido rígido, sin objetos sólidos en sus órbitas. Según su estructura denominamos planetas terrestres / telúricos a aquellos planetas que se caracterizan por ser pequeños, rocosos, sólidos y con alta densidad. Son terrestres Mercurio, Venus, Tierra y Marte. Denominamos planetas jovianos o gaseosos a aquellos planetas que se caracterizan por ser grandes, con atmosferas muy voluminosas y con baja densidad. Son jovianos Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno Finalmente, denominamos planetas enanos a aquellos que no han limpiado la vecindad de su órbita: Ceres, Plutón, Eris. MERCURIO: Planeta rocoso sin satélites ni atmósfera. Es el más pequeño y cercano al Sol. VENUS: Planeta rocoso sin satélites. Es el planeta más similar a la Tierra en cuanto a tamaño, masa y composición. Se puede observar desde la Tierra antes del ocaso. TIERRA: El único planeta en el que sabemos que existe vida. Se encuentra a una temperatura superficial media de 15º C. MARTE: Planeta rocoso, rojo (debido a su gran concentración de óxidos de hierro) y con una atmósfera ligera y muy poco vapor de agua. 4

5 JÚPITER: Planeta gaseoso, sin una superficie interior definida. SATURNO: Planeta gaseoso. Único planeta con un sistema de anillos visible desde la Tierra. URANO: Es el planeta de superficie más uniforme. Presenta color azul-verdoso debido a los gases que componen su atmósfera (metano, hidrógeno, helio ). Sus anillos no se ven a simple vista. NEPTUNO: El gigante gaseoso que fue descubierto matemáticamente. PLUTÓN: Planeta enano, forma un sistema planetario con su luna Caronte. Otros cuerpos Los asteroides, cometas y meteoritos son los cuerpos menores del Sistema Solar. Se formaron a partir del material sobrante que quedo de la formación del Sol y los planetas hace millones de años. Por este motivo, se los considera verdaderas reliquias o cápsulas del tiempo. 5

6 ASTEROIDE: Cualquier cuerpo pequeño, rocoso y sin atmósfera que orbita alrededor de una estrella, pues no tienen la masa necesaria para crear una atmósfera o tener una forma esférica. En el Sistema Solar se han identificado tres tipos: carbonáceos, silíceos y metálicos. Su diámetro varía entre algunos metros a cientos de km. La mayoría de los asteroides de nuestro sistema solar orbita en el campo de asteroides entre Marte y Júpiter. Ceres fue una vez considerado el asteroide más grande de nuestro sistema solar, hasta que se reclasificó como planeta enano debido a su masa y forma esférica. COMETA: Los cometas constan de rocas, polvo y gases congelados. A medida que se acercan al calor del sol, el hielo en su superficie comienza a derretirse. Esto forma una nube de gas que se extiende debido al viento solar para formar su famosa cola. Los cometas se originan en un cinturón de objetos helados más allá de Neptuno (cinturón de Kuiper), donde fueron eliminados en una órbita más cercana al sol. Sus órbitas solares son típicamente menos de 200 años y son predecibles. Los cometas de período largo que tardan miles de años en completar una órbita proceden de una región en los confines del sistema solar, conocida como la Nube de Oort. METEORO: también conocidos como estrellas fugaces, son fragmento de material recuperado que ha sobrevivido a su tránsito a través de la atmósfera terrestre. El peso de un meteorito puede ir desde unos gramos hasta un centenar de toneladas. Los meteoros golpean la atmósfera a altas velocidades, donde la fricción hace que se quemen. La mayoría de los meteoros son del tamaño de un guisante o más pequeños y se queman completamente antes de llegar a la superficie. De vez en cuando, los meteoros más grandes chocan con la superficie, y sus restos se llaman meteoritos. Según la NASA, los científicos estiman que entre y toneladas de material meteoritito entran en la atmósfera todos los días. 4. El origen del Sistema Solar Es el sistema solar se encuentra situado en un brazo de la galaxia Vía Láctea (el brazo de Orión), a años luz del núcleo de la galaxia. Gira a una velocidad de 217 km/s y emplea 226 millones de años en dar una vuelta completa (año cósmico). Una teoría del origen del Sistema Solar debe explicar las características comunes a los planetas del Sistema Solar: 1. Los planetas y asteorides tienen la órbita de traslación alrededor del Sol incluidas en la eclíptica (plano en el que gira la Tierra alrededor del Sol) y su giro se realiza en sentido directo 2. El giro de rotación se realiza en igual sentido (excepción: Venus y Urano) 3. El eje de rotación de muchos de los planetas es casi perpendicular a la eclíptica. Las excepciones son Urano y Plutón, los cuales están inclinados hacia sus lados. 4. Divididos en planetas interiores (también llamados terrestres o telúricos) y planetas exteriores o gigantes. Entre estos últimos Júpiter y Saturno se denominan gigantes gaseosos mientras que Urano y Neptuno suelen nombrarse como gigantes helados. Todos los planetas gigantes tienen a su alrededor anillos. 6

7 5. Las distancias de separación de los planetas son crecientes partiendo del Sol; de modo que la distancia de cada planeta es aproximadamente el doble que la del planeta inmediatamente anterior, aunque esto no se ajusta a todos los planetas. 6. Las órbitas de los planetas son casi circulares 7. Los satélites presentan las mismas características que los planetas pero a menor escala. Cómo se formó el Sistema Solar? La hipótesis la más aceptada en la actualidad es la de los planetesimales. Hace unos millones de años una inmensa nube de gas y polvo sufrió un colapso gravitacional, probablemente debido a la explosión de una supernova cercana, y comenzó a girar a gran velocidad. En la nebulosa, los átomos comenzaron a colisionar liberando energía en forma de calor. El centro acumuló la mayor parte de la masa y, por tanto, se volvió cada vez más caliente. La nebulosa en contracción empezó a aplanarse, tomando la forma de un disco protoplanetario con una protoestrella en el centro. Durante unos cientos de miles de años, en el centro el proto-sol se va comprimiendo y calentándo más y más. En un momento dado empieza la fusión dentro del núcleo de la protoestrella, el Sol ha nacido como una estrella de la secuencia principal. : Debido al movimiento de las partículas estas chocan unas con otras, creándose acumulaciones de materia. Este proceso es conocido como acreción, en el que los planetas comenzaron como granos de polvo en órbita alrededor de la protoestrella central, esos pocos miligramos ejercen una atracción gravitatoria sobre las partículas que los rodean, y crecen un poco, cuanto más grandes son más rápido crecen núcleos de materia Estas acumulaciones de plovo estelar se conocen como planetesimales. Según avanza el tiempo se producen más colisiones, y algunos planetesimales son absorbidos por otros mayores. Son ya protoplanetas, y en relativamente poco tiempo alcanzan su tamaño final, convirtiéndose en planetas. Una vez el Sol empieza a emitir radiación, el gas y polvo que lo rodea empieza a recibir el viento solar y son expulsados al medio interestelar. En ese momento, los planetesimales dejan de crecer: no hay materia poco densa que absorber, pues las moléculas sueltas y partículas de polvo más pequeñas son expulsadas del sistema. La zona más interna de ese disco era demasiado cálida para que se condensaran moléculas volátiles como las del agua y metano, así que los planetesimales que se formaron ahí fueron relativamente pequeños y compuesto principalmente por silicatos y metales. Más tarde se convirtieron en planetas terrestres o rocosos. Más lejos, los efectos gravitacionales de Júpiter hicieron imposible que se unieran los objetos protoplanetarios presentes, dejando detrás el cinturón de asteroides. Más lejos, Júpiter y Saturno consiguieron atraer material diferente y en mayor cantidad que los planetas terrestres y se convirtieron en gigantes gaseosos, mientras que Urano y Neptuno capturaron mucho menos material. 7

8 Origen de la tierra (estructura en capas) En los primeros instantes de su formación, en la Tierra, los choques con planetesimales menores que ella serían cada vez más frecuentes. Cada colisión liberaba energía suficiente como para fundir el objeto impactante y parte del propio planeta en el área del impacto. Los numerosos choques provocaron un intenso calentamiento que hizo que la Tierra se fundiera por completo Gran acontecimiento térmico. Esta circunstancia fue la clave para la diferenciación en capas de la Tierra. Al estar fundidos y poder fluir de un lugar a otro, los materiales terrestres se reordenaron en capas de acuerdo con sus densidades, los más ligeros migraron al exterior y formaron la atmósfera primitiva. En ese proceso diferenciador desempeñó un papel importante la acción de la fuerza gravitatoria. Como consecuencia de la diferenciación geoquímica, el planeta adquirió una estructura en capas concéntricas, con los materiales más densos acumulados en las zonas más profundas y los más ligeros progresivamente en capas más externas. Diferenciación geoquímica primaria La mayor parte del hierro y del níquel precipitaron hacia el centro de la masa planetaria y constituyeron el origen del núcleo metálico. Parte del hierro y casi todo el magnesio se combinaron con el oxígeno y el silicio para formar los silicatos que se acumularon por encima del núcleo, dando lugar al manto silicatado. La corteza terrestre se originó por segregación de los elementos más ligeros del manto. Origen de la atmósfera. La fusión de los materiales terrestres durante el Gran acontecimiento térmico provocó una la salida de gases (al igual que ocurre en las erupciones volcánicas). Algunos de los gases liberados en el proceso escaparon al espacio, los demás quedaron retenidos por la gravedad y constituyen la atmósfera primitiva. Origen de la hidrosfera. Posterior al origen de la atmósfera ya que los gases liberados por la fusión de materiales terrestres incluyen grandes cantidades de vapor de agua. Cuando el planeta se enfrió el vapor se condensó, precipitó en forma de lluvia sobre una corteza de temperaturas aún muy altas, con lo que se evaporó nuevamente. Se sucedieron las condensaciones-precipitaciones-evaporaciones hasta que la temperatura de la corteza 8

9 descendió lo suficiente como para no evaporar el agua de lluvia, ésta rellenó las cuencas del planeta hasta formar los océanos. 5. Más allá del Sistema Solar El Universo es un inmenso vacío en el que hay millones de cuerpos visibles (galaxias, estrellas, planetas, nebulosas, etc.) que ocupan una fracción ínfima (5% del Universo total aproximadamente) La materia visible son las galaxias, estrellas, planetas, etc. formadas principalmente por un H2 (75%) y He (20%), con un 5% restante de otros elementos Otra forma de materia es la llamada materia oscura, que no es observable sino a través de sus efectos, es decir, de la atracción gravitatoria que ejerce sobre la materia visible Materia oscura: Durante las décadas de los 70 y 80 se mostró que no había suficiente materia visible en el universo para explicar la intensidad aparente de las fuerzas gravitacionales que se dan en y entre las galaxias. Esto condujo a la idea de que hasta un 90% de la materia en el universo no es materia común, se denominó materia oscura, ya que resulta imposible detectarla mediante cualquiera de los métodos de estudio actuales. La materia oscura se ha detectado únicamente a través de su huella gravitacional (crea halos entre galaxias con diez o doce veces más sustancia de la que podemos ver); no se ha observado en el laboratorio ninguna partícula que se le pueda corresponder.. Qué hay en el resto? Parece que energía oscura. La llamada energía oscura comprende aproximadamente el 74% del universo. Su efecto es reconocible en el hecho de que provoca que la expansión del Universo varíe, haciendo que el espacio-tiempo se expanda más rápidamente que lo esperado. Se llama en ocasiones la antigravedad y su efecto conduce a la aceleración de la expansión del Universo. 6. Cómo está organizado el Universo? A pesar de que existe constancia de la existencia de que la materia oscura constituye la mayor parte el Universo, como hemos visto, el estudio del mismo se ha limitado a la materia visible. a. LAS GALAXIAS Son sistemas masivos de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo, materia oscura y energía oscura unidos gravitacionalmente. 9

10 Las galaxias se clasifican según su configuración en: * Elípticas: Perfil luminoso de una elipse. * Espiral: Forma circular con brazos curvos envueltos en polvo. * Irregular: Por perturbación de otras galaxias. b. LAS ESTRELLAS Ya hemos hablado del Sol; las estrellas son cúmulos de materia en estado de plasma, en un proceso de equilibrio hidrostático que genera energía en su interior. Dicha energía se emite al espacio en forma de radiación electromagnética. Se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. Las estrellas: nacimiento, evolución y muerte. La estrella es un astro celeste que tiene luz propia. Las estrellas, igual que nosotros, nacen y mueren. Desde su formación hasta su destrucción hay una serie de pasos intermedios. Así encontramos: gigantes rojas, enanas blancas, enanas marrones, enanas negras, supernovas, estrella de neutrones, pulsares y agujeros negros. El nacimiento, vida y muerte de una estrella están condicionados por la magnitud de dos efectos contrapuestos: Por un lado la fuerza de gravedad hace que la estrella, una vez que ha alcanzado cierta masa, se contraiga. La energía gravitatoria liberada en el proceso hace que la materia se caliente hasta que en su núcleo se alcance una temperatura tal que comiencen las reacciones de fusión del hidrógeno para dar helio. 10

11 Una vez que las reacciones de fusión se han iniciado en el núcleo, la energía liberada y las partículas (electrones, neutrinos) resultantes ejercen una presión (presión de radiación) que tiende a expandir la estrella. Cuando ambas presiones se equilibran la estrella entra en un periodo de estabilidad que dura aproximadamente el 90 % de su vida. Se dice que la estrella se encuentra en la secuencia principal. La estrella permanecerá en la secuencia principal mientras tenga hidrógeno que quemar. Pero, inevitablemente, llega un tiempo en que el combustible (hidrógeno) se agota. Las estrellas cuya masa se sitúa alrededor del 1% de la masa del Sol (estrellas enanas) queman su combustible lentamente, pudiendo permanecer en la secuencia principal billones de años. Las que tienen una masa similar al Sol lo consumen mucho más rápidamente (4,5 millones de toneladas por segundo) y lo agotan en sólo unos miles de años, millones de años en el caso del Sol. En el extremo opuesto las estrellas muy masivas (60 veces la masa del Sol, estrellas gigantes) consumen el hidrógeno muy rápidamente y sólo duran en la secuencia principal unos pocos millones de años (entre 1 y100). Cuando el hidrógeno se agota el núcleo de la estrella, formado ahora por helio, se expande primero para contraerse a continuación a la vez que su envoltura se expande y enfría convirtiéndose en una estrella mucho más grande y cuya luz tiene un tono rojizo. Se convierte en una gigante roja. En su núcleo se seguirá generando energía fusionando ahora núcleos de helio para formar otros elementos tales como el litio, carbono, oxígeno, neón Cuando todo el helio se haya consumido la estrella abandona el estado de gigante roja y entra en un periodo de gran inestabilidad. El núcleo comenzará a contraerse de nuevo (la presión de la gravedad se hace mayor que la de la radiación del núcleo) lo que aumentará su temperatura permitiendo que comience la fusión de núcleos más pesados y la consiguiente generación de nuevos elementos hasta llegar al hierro. En este punto la temperatura alcanza los millones de grados en su núcleo y su fin está próximo, porque la fusión de los átomos de hierro para 11

12 generar elementos más pesados no desprende energía, sino que la absorbe. La fuerza de gravedad comenzará a comprimir el material de la estrella a la vez que se eleva su temperatura. El final de la estrella dependerá ahora de su masa: Si la masa es inferior a 1,2 masas solares (límite de Chandrasekhar) la compresión se detiene cuando su núcleo alcance la increíble densidad de 10 6 g/cm3. La estrella termina su vida como una enana blanca. Es demasiado densa para seguir contrayéndose y las reacciones nucleares han cesado en su núcleo. Si la masa es superior a 1,2 masas solares puede acabar sus días de dos formas diferentes. Si la masa es doble que la del Sol terminará estallando como una supernova y esparciendo la mayor parte de la materia al exterior quedando como residuo una pequeña (y enormemente densa) estrella de neutrones que gira rápidamente. Su campo magnético atrapará las partículas cargadas haciendo que emitan una radiación en forma de haz giratorio. Para un observador que se encuentre en la dirección del haz éste aparecerá como una especie de faro que aparece a intervalos regulares de tiempo. La estrella se ha convertido en un pulsar. Una estrella de masa superior que después de explotar como una supernova aún tenga una masa aún considerable (cinco soles) sufrirá un colapso gravitatorio que la convierte en algo inimaginablemente denso: un punto de volumen cero con un campo gravitatorio infinito. Esto es, aparece una singularidad (las ecuaciones de la física no pueden manejar campos gravitatorios tan infinitos) que se conoce con el nombre de agujero negro. EL UNIVERSO EN MOVIMIENTO Los astros que forman el Universo están en continuo movimiento. La fuerza que rige ese movimiento es la gravedad, y se puede demostrar mediante - LA LEY DE LA GRAVITACIÓN UNIVERSAL (Newton): Defiende que la atracción entre dos cuerpos en el Universo es proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa. - LA TEORÍA DE LA RELATIVIDAD (Einstein): Masas grandes actúan deformando el espacio a su alrededor (efecto red). 12

13 Además de los astros, en el Universo existen agujeros negros, que son concentraciones de materia de altísima densidad, cuyo campo gravitatorio es tan grande que ni la luz escapa de él. Tienen un punto de no-retorno de 7,7 millones de Kilómetros: A menor distancia, todo es absorbido por el agujero. Son detectables mediante los rayos X que emite la materia al precipitarse a gran velocidad sobre ellos. Se considera que en el centro de la Vía Láctea existe un agujero negro llamado sagitario a, cuya masa es 3 millones de veces la masa del Sol. 7. Del Big Bang al Big Rip La idea del Big Bang surge al observarse que las galaxias se separan unas de otras (efecto Doppler). Pero, en qué consiste el efecto Doppler? Es la distorsión que sufren las ondas emitidas por un cuerpo cuando este se encuentra en movimiento. Así, cuando el emisor de ondas se acerca al receptor, las ondas se comprimen (menor longitud de la onda). Por ejemplo cuando el coche de la figura (emisor) se acerca al sujeto 2 (receptor) la onda sonora se comprime. Sin embargo, cuando el coche (emisor) se aleja del sujeto 1 (receptor), la onda sonora se expande pues su longitud de onda aumenta. La luz emitida por los cuerpos celestes también es una onda, cuya longitud está relacionada con el color observado mediante la relación de la figura. La luz de las galaxias tiende al rojo, por tanto a altas longitudes de onda: Esto significa que la onda está en expansión o lo que es lo mismo, que EL UNIVERSO SE EXPANDE. El efecto Doppler se confirmo cuando Penzias y Wilson descubrieron la radiación cósmica de fondo, que llega a todos los puntos del Universo: Es el eco del Big Bang 13

14 Los científicos calculan que la edad del Universo es de unos millones de años. La teoría más aceptada sobre el origen del Universo es la teoría del Big-bang, literalmente gran estallido. Debe su nombre a uno de sus más feroces opositores, Fred Hoyle, que utilizó el término para ridiculizarla en un programa televisado en el año La historia del Universo se divide en diversas etapas: 1. Etapa de INFLACIÓN o fluctuación cuántica. 2. Etapa oscura, de FORMACIÓN DE LA MATERIA (primeros quarks). 3. Etapa de ENCENDIDO DEL UNIVERSO (formación de las primeras estrellas). 4. Etapa de FORMACIÓN DE GALAXIAS. 5. Etapa de EXPANSIÓN ACELERADA del Universo. El Big Bang no es una explosión sino una expansión, constituye el momento en que de la "nada" emerge toda la materia iniciándose la creación de lo que hoy conocemos como nuestro Universo. El Big Bang se considera como una singularidad (una excepción), no un acontecimiento explicable con las leyes típicas de la física. Con las leyes físicas conocidas no se explican al completo todos los acontecimientos ocurridos en las fracciones de segundo iniciales del Bigbang. El Universo se habría originado a partir de un punto de tamaño infinitesimal que concentraría toda la energía existente, de densidad y temperatura infinitas, el llamado huevo cósmico. Por razones desconocidas, el Universo empezó a expandirse de forma exponencial (período llamado inflación cósmica). A causa de su elevadísima densidad, la materia existente en los 14

15 primeros momentos del Universo se expandió con rapidez y desde entonces el Universo esté perdiendo temperatura y densidad. Detallando más esta teoría, los científicos afirman que el Big Bang no es una explosión de materia que se aleja para llenar un universo vacío; es el espacio-tiempo el que se extiende. Hasta ese momento no existía ni el especio ni el tiempo. Es la propia expansión del Universo la que va creando el espacio y el tiempo. Y es su expansión la que causa el incremento de la distancia física entre dos puntos fijos en nuestro universo (como analogía, se recurre al ejemplo de dos puntos dibujados sobre un globo que se alejan según se va inflando éste). Al terminar la inflación, los componentes materiales del Universo quedaron en la forma de un plasma de partículas elementales (quarks y gluones) que estaban en movimiento. Con el crecimiento en tamaño del Universo, la temperatura descendió, y los quarks y los gluones se combinaron en protones y neutrones. Más tarde, protones y neutrones se combinaron para formar los núcleos de hidrógeno y de helio, en un proceso llamado nucleosíntesis primordial. Pasados años, los electrones y los núcleos se combinaron para formar los átomos (mayoritariamente de hidrógeno y helio) y los elementos más pesados se produjeron más tarde, dentro de las estrellas. Al enfriarse el Universo, la materia gradualmente dejó de moverse y su densidad comenzó a dominar gravitacionalmente sobre la radiación. Así se crearon concentraciones de materia que posteriormente derivarían en todos los cuerpos estelares que conocemos, galaxias, estrellas, planetas EL ORIGEN DE LOS ELEMENTOS Las estrellas son fábricas de elementos químicos, entre los que el hidrógeno es el más abundante. A partir de éste han surgido el resto de los elementos conocidos. Por ejemplo, la fusión de dos átomos de hidrógeno genera un átomo de helio. Esto se debe a que en el interior de una estrella la temperatura es tan alta que los núcleos, que se mueven a velocidades cercanas a los 1000 km / s, colisionan entre sí. Al colisionar se fusionan produciendo los elementos químicos. El hierro es el último elemento estable que se forma en una estrella. Tras su formación el horno se para, no hay energía saliente, la gravedad actúa y trillones de toneladas de materia estelar caen hacia el núcleo de la misma a altas presiones y temperaturas Esto provoca una fusión nuclear de una enorme magnitud y la liberación de una gran energía, que genera una SUPERNOVA capaz de lanzar al espacio casi toda la masa de la estrella. 15

16 Cuál es el futuro del Universo? Existen tres teorías que postulan diferentes evoluciones del Universo dependiendo de la relación de densidades. Si la densidad > densidad crítica, la gravedad frena la expansión y en un momento dado el proceso se invierte hasta producirse un COLAPSO (BIG CRUNCH) también llamado Gran Implosión. El modelo propone un universo cerrado donde la densidad media del Universo es suficiente para parar su expansión y empezar la contracción. Según esta teoría la expansión del Universo irá frenándose poco a poco por efecto de una fuerza de la gravedad predominante, hasta que el proceso se revierta y comiencen a contraerse todos los elementos que conforman el Universo, junto con el espacio y el tiempo, volviendo al punto original en el que todo el universo se comprimirá y condensará en un único punto como el anterior al Big Bang. Así el Universo podría consistir en una secuencia infinita de Universos finitos, cada Universo finito terminando con un Big Crunch que es también el Big Bang del siguiente Universo. Si la densidad < densidad crítica, se expande indefinidamente a ritmo lento, frenado por la gravedad. Muerte lenta y fría en la oscuridad (BIG CHILL) Gran Frío. En esta versión el Universo se seguirá expandiendo eternamente, dado que las fuerzas gravitacionales serán superadas por las de expansión. Las estrellas existentes se apagarán y la mayor parte del Universo se volverá oscuro. Las galaxias se colapsarían en agujeros negros. El proceso acabaría con la muerte fría y oscura del Universo. Este escenario es generalmente considerado como el más probable. Si la densidad = densidad crítica, entonces la energía oscura supera a la gravedad. El Universo se deshace en pedazos (BIG RIP). En un Universo abierto, si la energía oscura es muy elevada, ésta causa que la tasa de expansión del Universo se acelere y llegará un punto en el que también disgregará los átomos, por lo que toda la materia quedará destruida. Eso significa que toda la materia del Universo se disgregará en partículas elementales desligadas. El estado final del Universo es una singularidad, ya que la tasa de expansión es infinita. BIG CRUNCH: Universo cerrado BIG CHILL: universo abierto BIG RIP: Universo abierto y plano, desgarrado 16

17 8. Viajando hacia el futuro: exoplanetas, la gran sorpresa Son planetas en órbitas alrededor de una estrella distinta al Sol. Se descubrieron en En 2007 se conocían 271 exoplanetas, la mayoría más grandes que la Tierra. En 2009, la cifra aumentó a 382. También existen planetas libres, que no orbitan en torno a estrellas. Pero, qué condiciones son necesarias para la vida en los planetas? 1. Distancia planeta-estrella lo suficientemente grande como para que exista una temperatura adecuada. 2. Gravedad planetaria suficiente para retener la atmósfera. 3. Núcleo metálico fundido para proteger frente a los rayos γ. 4. Satélite grande para evitar la inclinación del eje de rotación planetario, y por tanto la variación climática extrema. 5. Tiempo medio de vida estelar para que se desarrolle vida. 6. Existencia de planetas gigantes cercanos, para desviar asteroides. 7. Situación en la Vía Láctea, lejos del centro galáctico (explosión). Cómo se desarrolla esta labor de búsqueda? En parte gracias al telescopio espacial Kepler (funcionando a partir de 2009), que gira en forma de satélite alrededor del Sol en busca de nuevos planetas La fuente de los datos es la página del Planetary Habitability Laboratory (PHL). En la imagen aparecen los planetas los potencialmente habitables, similares a la Tierra; datos actualizados a 18/