Concepciones del UniversoModelo geocéntrico: Ptolomeo (S II)

Apoyado por la Iglesia. La Tierra es el centro del

Universo; la Luna , el Sol y los planetas giran alrededor en órbitas circulares.

Los planetas describen epiciclos o bucles de retroceso.

Las estrellas están fijas en la bóveda celeste.

Concepciones del UniversoModelo geocéntrico: Tycho Brahe (1546-1601)

La Tierra es el centro del Universo.

El Sol gira alrededor de la Tierra, y los planetas giran alrededor del Sol.

Explica los bucles de retroceso.

Concepciones del UniversoModelo heliocéntrico: N. Copérnico (1473-1543)

El Sol es el centro del Universo.

Los planetas describen órbitas circulares.

Las estrellas están fijas en la bóveda celeste.

Bucles de retroceso

Como la Tierra posee una órbita más interna, en alguna ocasión “adelantará” a otro planeta más lejano, lo que parece una “vuelta atrás”.

Concepciones del UniversoModelo heliocéntrico: Galileo Galilei (1564-1642)

Inventa el telescopio. Descubre los satélites

de Júpiter: hay más movimientos circulares en el universo.

Observa las manchas solares y deduce la rotación solar.

Confirma el modelo heliocéntrico.

Concepciones del UniversoJohannes Kepler (1571-1630). Leyes de Kepler

Los planetas describen órbita elípticas (muy poco excéntricas), no circulares (una elipse no tiene “centro”)

Los radios vectores barren áreas iguales en tiempos iguales. Velocidad areolar constante = velocidad lineal variable.

L=mr1·v1=mr2·v2 Los planetas más alejados

tardan más tiempo en describir una órbita completa, y orbitan a menor velocidad. El periodo de revolución depende de la distancia al Sol.

P2=k·a3

Concepciones del UniversoIsaac Newton (1642-1727) Ley de la gravitación

universal G = constante de gravitación

universal (6,67.10-11 N.m2/kg2).

“Todos los cuerpos se atraen con una fuerza directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que las separa”. Esto explica la esfericidad de los planetas.

2'

dmmGF

Albert Einstein (1879-1955)Teoría de la relatividad

c2 = velocidad de la luz al cuadrado. Es la máxima velocidad posible en el Universo, independiente del movimiento de la fuente.

Establece la equivalencia entre la masa y la energía. La masa aumenta con la velocidad. Esta teoría ha unido los conceptos de espacio y tiempo en un único espacio-tiempo dinámico, y es afectado por lo que sucede en el Universo (si un cuerpo se mueve o si actúa una fuerza, el espacio-tiempo se modifica, y viceversa).

2mcE

Albert Einstein (1879-1955)y la religión

"La palabra Dios, para mí, no es más que la expresión y el producto de las debilidades humanas, y la Biblia una colección de leyendas dignas pero primitivas que son bastante infantiles. Ninguna interpretación, por sutil que sea, puede cambiar eso (para mí). Tales interpretaciones sutiles son muy variadas en naturaleza, y no tienen prácticamente nada que ver con el texto original. Para mí, la religión judía, como todas las demás religiones, es una encarnación de las supersticiones más infantiles. Y el pueblo judío, al que me alegro de pertenecer y con cuya mentalidad tengo una profunda afinidad, no tiene ninguna cualidad diferente, para mí, a las de los demás pueblos. "

Albert Einstein (fragmento de una carta)

Edwin Hubble (1889-1953)Expansión del Universo

Las galaxias se separan entre sí a gran velocidad.

Implica un origen del Universo (Big Bang).

Efecto Doppler

Teoría del Big Bang

Inicio del Universo, hace unos 15x109 años.

Toda la energía concentrada en un punto.

Tras la “explosión” se forman partículas subatómicas.

Su interacción forma núcleos atómicos y, más tarde, átomos de hidrógeno y helio.

Posible finales del Universo

Dependen de la densidad del Universo. Si es mayor que cierto valor crítico, la atracción

gravitatoria terminará frenando la expansión, haciendo que el Universo se contraiga de nuevo. Big Crunch.

Si es menor que ese valor crítico, no habrá colapso y la expansión continuará indefinidamente. La materia no podrá “sujetar” sus componentes. Big Rip.

Si es igual al valor crítico, la expansión es contínua pero cada vez más lenta. Universo plano.

Formación de una estrella Igual que el Universo, están

formadas principalmente por H y He (mucho H y muy poco He).

Emiten radiación porque su masa es tan grande que la atracción gravitatoria comprime los átomos de hidrógeno de la parte central de la estrella. Si la fuerza es suficientemente grande, se produce un proceso llamado "reacción nuclear de fusión”, por la que una serie de átomos de hidrógeno chocan con tanta fuerza que se transforman en un átomo de helio. En esta transformación, una pequeña cantidad de materia (0,028 u.m.a.) se transforma en energía, que parte de la estrella en forma de radiación (por eso la vemos), y que se opone a la fuerza de atracción, haciendo que la estrella permanezca estable, en equilibrio.

Evolución de las estrellas

El equilibrio en la estrella continúa mientras exista hidrógeno en cantidad suficiente; si éste disminuye, se rompe el equilibrio y aumenta la presión gravitatoria. La presión puede hacer que el Helio formado se fusione entre sí y con el H para formar nuevos elementos cada vez más complejos, como Carbono o Hierro.

La temperatura de la superficie determina su color. 7 tipos, de mayor a menor temperatura y edad:

Muerte de las estrellas Si su masa es menor a 1,4

veces la del Sol: enana blanca, y luego se apaga (enana negra).

Si es mayor de 1,4 veces la masa del sol, sufre un colapso seguido de una explosión: es una supernova.

Si su masa está entre 1,4 y 3 veces la del sol, los restos de la supernova forman una estrella de neutrones o pulsar.

Si es mayor de 3 veces la masa solar, se convierte en un agujero negro.

Hipótesis nebular Kant y Laplace, 1796

El Sistema Solar se formó hace 5x 109 años (100.000 millones de años después del origen del Universo).

La nebulosa se encontraba en contracción gravitatoria, al mismo tiempo que giraba sobre sí misma.

La nebulosa va tomando la forma de un disco, con una masa central que dará lugar al Sol y un anillo de materia alrededor que dará lugar a los planetas.

Al continuar la contracción gravitatoria, la masa central aumenta de temperatura hasta alcanzar los quince millones de grados, momento en que comienzan las reacciones nucleares y la radiación que se crea es capaz de oponerse a la atracción gravitatoria, con lo que cesa la contracción y se forma una estrella de dimensiones constantes.

Formación de los planetas

Los planetas se forman a partir del material disperso en el anillo que rodea a la masa central, por un proceso de acreción (adición de materia).

Los granos de polvo y moléculas de gas se atraen y chocan para formar partículas mayores.

El proceso continúa con partículas cada vez mayores, formándose núcleos de condensación que recogen a las partículas más pequeñas y a moléculas de gas.

Formación de los planetas

La radiación solar expulsa los elementos más ligeros hacia zonas externas, donde son recogidos por la atracción gravitatoria de los planetas más externos.

Esto explica la diferente composición de los planetas interiores (rocosos) respecto a los exteriores (gaseosos, sin superficie sólida).

Estructura de la Tierra

Distancias astronómicas

Unidad astronómica (UA).

El parsec (pc).

El año luz.

Las unidades que habitualmente usamos para medir distancias no son nada apropiadas para nuestras medidas astronómicas por lo pequeñas que son, así que se usarán nuevas unidades:

La unidad astronómica (UA)

Se utiliza en la medida de órbitas y trayectorias dentro del sistema solar. Corresponde a la distancia media entre la Tierra y el Sol, es decir, 149 600 000 km

El parsec (pc)

Es la distancia que existe entre el sol y una estrella cuando esta se ve pajo un ángulo de 1” de arco, es decir la distancia entre las posiciones aparentes es de 2” de arco.

Año luz

Es la distancia que recorre la luz en un año.

C=3·105 km/s

1Año = 365·24·3600 s

1 Año luz = 3·105 · 365·24·3600= 9,461 ·1012 km/año

1 pc =3,26 años luz =206 265 UA = 30,86 billones de km

Cometas:

Cuerpo celeste que gira alrededor del Sol, al pasar cerca de éste, y como consecuencia del viento solar, se le observa una o varias colas.

Describen órbitas elípticas de gran excentricidad y periodos variables (3,3 años -2000 años).

Los cometas provienen principalmente de dos lugares, la Nube de Oort, situada entre 50.000 y 100.000 UA del Sol, y el Cinturón de Kuiper, localizado más allá de la órbita de Neptuno.

Los cometas están compuestos de agua, hielo seco, amoníaco, metano, hierro, magnesio y silicatos.

Aristóteles fue el primero que utilizó la derivación “kometes” para describir a estos astros como “estrellas con cabello”.

Cuando la Tierra atraviesa la órbita de un cometa, estos fragmentos penetran en la atmósfera en forma de estrellas fugaces o también llamadas lluvia de meteoros. En mayo y octubre se pueden observar las lluvias de meteoros producidas por el material del cometa Halley: las eta Acuáridas y las Oriónidas.

Hale-Bopp fue tomada el 15 de marzo de 1977

Ejemplos de cometas:

El Halley fotografiado por la nave Giotto en marzo de 1986.

El cometa West, con sus colas de plasma y polvo.

Meteoros:

en su uso astronómico, es un concepto que se reserva para distinguir el fenómeno luminoso que se produce al atravesar un meteoroide nuestra atmósfera. Es sinónimo de estrella fugaz, término impropio, ya que no se trata de estrellas que se desprendan de la bóveda celeste.

Meteorito:

son los meteoroides que alcanzan la superficie de la Tierra debido a que no se desintegran por completo en la atmósfera.