El origen del Universo

TEMA 2: NUESTRO LUGAR EN EL UNIVERSO
El origen del Universo. La génesis de los elementos: polvo de
estrellas.
El tema se relaciona con los siguientes objetivos y criterios de evaluación propuestos en el diseño
curricular:
Objetivos
1) Conocer el significado cualitativo de algunos conceptos, leyes y teorías, para formarse opiniones
fundamentadas sobre cuestiones científicas y tecnológicas, que tengan incidencia en las
condiciones de vida personal y global y sean objeto de controversia social y debate público.
2) Plantearse preguntas sobre cuestiones y problemas científicos de actualidad y tratar de buscar
sus propias respuestas, utilizando y seleccionando de forma crítica información proveniente de
diversas fuentes.
3) Obtener, analizar y organizar informaciones de contenido científico, utilizar representaciones y
modelos, hacer conjeturas, formular hipótesis y realizar reflexiones fundadas que permitan tomar
decisiones fundamentadas y comunicarlas a los demás con coherencia, precisión y claridad.
8) Reconocer en algunos ejemplos concretos la influencia recíproca entre el desarrollo científico y
tecnológico y los contextos sociales, políticos, económicos, religiosos, educativos y culturales en
que se produce el conocimiento y sus aplicaciones.
Criterios de evaluación
9) Analizar las sucesivas explicaciones científicas dadas a problemas como el origen de la vida o
del universo; haciendo hincapié en la importancia del razonamiento hipotético-deductivo, el valor
de las pruebas y la influencia del contexto social, diferenciándolas de las basadas en opiniones o
creencias.
En cuanto al desarrollo de los contenidos, la propuesta consiste en plantear una serie de
cuestiones clave e ir desarrollando los contenidos necesarios para abordar tales cuestiones. Desde
este punto de vista, los objetivos específicos que se plantean en este tema consisten en ofrecer
respuestas a estas cuestiones clave.
1.
2.
3.
4.
5.
6.
¿Cómo es el universo?, ¿qué forma tiene?, ¿es finito o infinito?, ..
¿Cómo se miden distancias en el universo?.
¿Por qué sabemos que el universo se encuentra en expansión?
¿Qué es el Big Bang?
Evolución estelar. Formación de elementos químicos
¿Qué sabemos del Sistema Solar?
¿Cómo es el Universo?.
Probablemente las respuestas que se pueden dar hoy a esta pregunta tienen mucho que ver con
ideas previas que se han ido forjando a lo largo del tiempo. Algunas cuestiones acerca del
Universo que hoy resultan evidentes (como, por ejemplo, el que el Tierra gira alrededor del Sol y
no al revés) en realidad no lo son y que, de hecho, han sido objeto de un profundo e intenso
debate a lo largo de la historia.
Podemos comenzar la unidad haciendo un recorrido por los diferentes modelos de Universo que
han sido sido significativos a lo largo de la historia, haciendo hincapié en que este es un asunto
que ha preocupado a la humanidad desde siempre.
1. Los modelos de universo primitivos. La Tierra plana:
Desde la antigüedad más remota hasta el tiempo de los
griegos la humanidad pensó que la Tierra era plana. Sin
embargo hacia el año 500 a. C. Hecateo de Mileto
resumía la cosmología del momento de acuerdo con el
pensamiento ancestral: "La Tierra tenía la forma de un
disco con Grecia, naturalmente, en su centro". El disco, de
unos 10.000 kilómetros de diámetro, estaba rodeado por
el río Océano en toda su periferia. Este río penetraba en
su
interior
formando
el
mar
Mediterráneo.
La Tierra y el mar que la rodeaba estaban dentro de una
semiesfera transparente, semejante a una quesera, donde
se encontraban sujetas las estrellas fijas.
Esta esfera giraba en torno a un eje central
perpendicular al disco, dando una vuelta al día.
La Luna, el Sol y los demás planetas se
desplazaban por la semiesfera tal como se veían
desde
la
Tierra.
Grabado del s. XVI que representa la bóveda celeste y
los mecanismos que regulan los movimientos de los astros.
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap010101.html
Pero los filósofos querían saber más y entre
otras cosas se preguntaban: qué era lo que
movía la esfera de las estrellas y qué era lo que
se encontraba detrás de ellas.
2. El modelo aristotélico del mundo
En el año 340 a.C. el filósofo griego Aristóteles, en su libro De los Cielos , fue capaz de
establecer dos buenos argumentos para creer que la Tierra era una esfera redonda en
vez de una plataforma plana. En primer lugar, se dio cuenta que los eclipses lunares
eran debidos a que la Tierra se situaba entre el Sol y la Luna. La sombra de la Tierra
sobre la Luna era siempre redonda. Si la Tierra hubiera sido un disco plano, su sombra
habría sido alargada y elíptica a menos que el eclipse siempre ocurriera en el momento
en que el Sol estuviera directamente debajo del centro del disco. En segundo lugar, los
griegos sabían, debido a sus viajes, que la estrella Polar aparecía más baja en el cielo
cuando se observaba desde el sur que cuando se hacía desde regiones más al norte.
(Como la estrella Polar está sobre el polo norte, parecería estar justo encima de un
observador situado en dicho polo, mientras que para alguien que mirara desde el
ecuador parecería estar justo en el horizonte). A partir de la diferencia en la posición
aparente de la estrella Polar entre Egipto y Grecia, Aristóteles incluso estimó que la
distancia alrededor de la Tierra era de 400.000 estadios. No se conoce con exactitud
cuál era la longitud de un estadio, pero puede que fuese de unos 200 metros, lo que
supondría que la estimación de Aristóteles era aproximadamente el doble de la longitud
hoy en día aceptada. Los griegos tenían incluso un tercer argumento en favor que la
Tierra debía de ser redonda, ¿por qué, si no, ve uno primero las velas de un barco que
se acerca en el horizonte, y sólo después se ve el casco?
Historia del tiempo. Stephen Hawking (http://www.librosmaravillosos.com/historiatiempo/capitulo03.html)
En cuanto al modelo de universo geocéntrico propuesto se basaba en los supuestos siguientes:
MUNDO SUBLUNAR
●
●
●
Todo lo existente se constituye a partir de los cuatro elementos: Tierra, aire, agua y fuego
Los elementos coexisten en el desorden originado por el arrastre de la esfera lunar
La Tierra, al ser el elemento más pesado, tiende a ocupar su “lugar natural”, el centro del
universo.
MUNDO SUPRALUNAR
Constituido por el éter, intangible y cristalino, cuyas concreciones constituyen las esferas y
cuerpos celestes
● A este mundo inmutable y eterno no le conviene otro movimiento que el circular y
uniforme, símbolo supremo de la perfección
●
LECTURA
Ptolomeo opinaba...
Almagesto.
«Se demostrará la imposibilidad de que la Tierra realice movimiento alguno hacia los lados, o se
mueva alguna vez de su lugar en el centro. Pues los mismos fenómenos resultarían si tuviese una
posición distinta a la del centro. Por consiguiente, me parece inútil investigar las causas del
movimiento de los objetos hacia el centro, una vez claramente establecido por los mismos
fenómenos, que la Tierra ocupa el lugar central en el cosmos y que todos los cuerpos pesados son
llevados hacia ella. Y esto fácilmente podrá ser comprendido, si en todas las partes de la Tierra, tras
demostrarse que es esférica y centro de todo el Universo, la dirección de caída y la trayectoria del
movimiento de los cuerpos que tienen peso es siempre y en todas partes en ángulo recto al plano
tangente trazado en el punto de contacto de la caída».
http://www.kalipedia.com/ciencias-tierra-universo/tema/ptolomeo-opinaba.html?x1=20070417klpcnatun_6.Kes
3. Copérnico, Galileo, Tycho Brahe, Kepler, Newton,..
Ante la incapacidad de la astronomía ptolemaica para explicar las
posiciones observadas de los cuerpos celestes, surge por fin la idea
de que tal vez esta discrepancia entre observación y el modelo
geocéntrico no sea imputable a los astrónomos, sino a la teoría. La
figura muestra la explicación geocéntrica a las retrogradaciones
observadas en los planetas según el modelo geocéntrico.
La salida a esta crisis aparece de la mano de Copérnico, Kepler y Galileo (entre otros). Todo
este período en el que aparecen por primera vez aspectos hoy vigentes del método científico
(observación detallada, experimentación, et..) se le conoce como revolución científica,
que, en física, tiene su punto culminante con Newton el cual, a partir del enunciado de la Ley
de Gravitación Universal, establece la universalidad de las leyes de la física (las leyes son las
mismas en los cielos que en la Tierra).
De forma breve y esquemática exponemos las ideas clave a que nos referimos:
Modelo heliocéntrico: Copérnico
No hay un centro común a todos los astros.
La Tierra es el centro de la Luna y de la gravedad.
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.
● Las detenciones y retrocesos aparentes de los planetas se deben a la misma causa.
●
●
●
●
●
Johanes Kepler
●
Los planetas describen órbitas elípticas estando el Sol en uno de sus focos
El vector posición de cualquier planeta respecto del Sol, barre áreas iguales de la elipse en
tiempos iguales
● Los cuadrados de los periodos P de revolución son proporcionales a los cubos de los
semiejes mayores a de la elipse.
●
Animaciones en http://www.sc.ehu.es/sbweb/fisica/celeste/kepler/kepler.htm
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:
●
●
●
Satélites de Júpiter
Fases de Venus
Estructura de la superficie lunar (sombras,..)
En la página http://www.iac.es/cosmoeduca/universo/charla1.html podemos encontrar una
presentación, y el pdf asociado, como recurso muy interesante para desarrollar todo este punto.
¿Cómo se miden distancias en el universo?
La Tierra: Una idea es explicar en este apartado el procedimiento de Eratóstenes. Relacionado
con esto, existe la posibilidad de proponer a algún grupo de alumnos que realicen una estimación
de las dimensiones de la Tierra, para lo cual será necesario solicitar la colaboración de otro centro
muy distante (lo más lejos posible) de España (o Europa).
Una referencia a este procedimiento se encuentra en
http://www.astronomia.net/cosmologia/lec109.htm
Distancias en el sistema solar: Estas distancias se pueden estimar a partir de las leyes de
Kepler y ley de gravitación universal de Newton. T
Más allá del Sistema Solar: Hay muchos procedimientos, los más intuitivos son:
A. Paralaje trigonométrico
Este método es el primer pilar básico de la escala de distancias en astronomía. Está basada en la
medida de la variación del ángulo de visión de una estrella respecto a las estrellas de fondo como vista
desde lados opuestos de la órbita terrestre.
La parte de arriba del diagrama muestra la Tierra en dos posiciones diferentes separadas por
periodo de seis meses, y el triángulo formado entre esas posiciones y una estrella cercana.
parte de abajo presenta las imágenes de una estrella cercana proyectada sobre el fondo
estrellas distantes tomadas desde ambas posiciones de la Tierra. Si el lector cruza sus ojos
manera que las dos imágenes se mezclen podrá ver como la estrella cercana emerge del fondo
3-D, y además acabará probablemente con un dolor de cabeza.
un
La
de
de
en
El paralaje de una estrella no es más que la mitad del ángulo que sostiene la estrella entre las dos
posiciones de la Tierra. Puesto que este ángulo es muy pequeño, el seno y la tangente del paralaje se
aproximan muy bien por el ángulo de paralaje medido en radianes. Por tanto, la distancia a la estrella
puede ser determinada como
D[en cm] = [distancia Tierra-Sol en cm]/[paralaje en radianes]
Los astrónomos suelen decir que la distancia Tierra-Sol es de 1 ua (unidad astronómica) que equivale a
1.496 1013 cm, y medir los ángulos en segundos de arco. Una estrella con un paralaje de 1'' se
encuentra a una distancia de 3.08567 1018 cm, unidad conocida como parsec (pc). Ninguna estrella
conocida tiene un paralaje tan grande como de 1''.
B. Cefeidas
Las variables Cefeidas son estrellas jóvenes, de masa intermedia (2-10 M¤) y pulsantes con periodos
de varios días, y se llaman así por el miembro más brillante de la clase, Delta Cephei. Estas estrellas
son pulsantes debido a que las zonas de hidrógeno y helio ionizado se encuentran cerca de la
superficie. Este hecho fija la temperatura, más o menos, de la estrella y produce una franja de
inestabilidad en el diagrama H-R. Clásicamente, se sabe desde hace años que existen dos grupos de
cefeidas: las clásicas, con una amplitud elevada y una curva de luz asimétrica, y las cefeidas con una
amplitud más moderada y una curva de luz simétrica.
El diagrama anterior muestra una estrella creciendo y enfriándose, luego disminuyendo de tamaño y
calentándose. Las Cefeidas son más brillantes cuando están cerca de su tamaño mínimo. Puesto que
todas las Cefeidas están aproximadamente a la misma temperatura, el tamaño de una Cefeida
determina su luminosidad. Un objeto pulsante y grande tiene un periodo de oscilación más largo que
un objeto del mismo tipo que sea más pequeño. Por lo tanto debe existir una relación periodoluminosidad para las Cefeidas. Si uno tiene dos Cefeidas cuyos periodos de oscilación difieren en un
factor dos, la de mayor periodo es aproximadamente 2.5 veces más luminosa que la de periodo corto.
Puesto que es fácil medir el periodo de una estrella variable, las Cefeidas son una maravilla para
determinar las distancias a galaxias. Además, las Cefeidas son tan brillantes que se pueden observar en
galaxias tan lejana como M100 en el cúmulo de Virgo. El único problema con las Cefeidas es la
calibración de la relación periodo-luminosidad, pues debe realizarse usando Cefeidas situadas en las
Nubes de Magallanes y en cúmulos estelares cuya distancia haya sido determinada por ajuste de la
secuencia principal del cúmulo. Y uno debe preocuparse por que la calibración podría depender de la
abundancia de metales en la Cefeida, la cual es mucho menor en la Gran Nube de Magallanes que en
galaxias espirales luminosas del tipo M100.
El ABC de la estimación de distancias: http://www.astronomia.net/cosmologia/distance.html
¿Por qué sabemos que el universo se encuentra en
expansión?
Espectros
En este punto parece necesario introducir algunos conceptos sin los cuales difícilmente los
estudiantes pueden entender las razones por las que se plantea la hipótesis del universo en
expansión.
En primer lugar, sería conveniente explicar que todos los fenómenos que observamos podemos
entenderlos en términos de materia o de radiación. Algunos ejemplos pueden aclarar esto a los
estudiantes.
Aunque las propiedades de la materia son fácilmente asimilables por los estudiantes, puede ser
algo más complejo explicar qué son las ondas y qué propiedades las caracterizan, sobre todo las
ondas electromagnéticas (fundamentalmente hablamos de longitud de onda por ser la más “visual”
de las características).
No obstante, para nuestros intereses, no es necesario que se comprenda la naturaleza de las
ondas electromagnéticas en profundidad. Puede bastar con explicar que la luz es una onda
electromagnética y que a cada longitud de onda se le asocia un color. Una vez establecido esto,
podemos extender el concepto a todo el espectro electromagnético.
Es interesante que los estudiantes reconozcan los diferentes tramos del espectro ordenados por
longitudes de onda
Ahora estamos en condiciones de explicar el efecto Doppler. La forma habitual de hacerlo es a
partir introducirlo aplicado a las ondas sonoras y que, como es bien conocido, supone una
variación en la longitud de onda detectada, en relación a la emitida, por un observador que se
encuentra en movimiento relativo respecto a la fuente sonora.
Una consecuencia de este efecto es que, si la fuente sonora se aleja del observador, este detecta
un sonido más grave (longitud de onda más larga).
Este efecto, aplicado a la luz significa un desplazamiento al rojo (longitud de onda más larga) si la
fuente luminosa se aleja del observador.
Vídeo sobre el efecto Doppler (Brainiac): http://es.youtube.com/watch?v=ys4_JFbSvIQ
Ley de Hubble
La cosmología científica nació con la ley de Hubble, la primera observación con significado
puramente cosmológico. Hubble obtuvo una relación lineal entre el desplazamiento al rojo z y
distancia D
c z = H0 D
donde c es la velocidad de la luz y H0 es la constante de Hubble, expresada habitualmente en Km
s-1Mpc-1. Esta relación aproximada para pequeños desplazamientos al rojo podría implicar, por
extrapolación directa, una relación lineal entre la velocidad y la distancia que se cumpliera para
cualquier distancia considerada.
Este hecho puede ser interpretado como que el Universo está en expansión. Pero una ley de la
forma
v=HD
conocida como relación velocidad-distancia (y muchas veces confundida con la ley de Hubble)
tiene muchas más implicaciones.
La primera es que ésta es la única relación posible que produce una expansión que no
cambia la forma de las estructuras en el Universo.
● La segunda es que es compatible con una visión Copernicana (o principio de mediocridad)
donde nuestra posición en el universo no es de particular importancia. Todos los
observadores, en cualquier lugar del universo verán el mismo tipo de ley.
● La tercera es que para un distancia suficientemente grande, un objeto se puede alejar con
una velocidad mayor que la de la luz, lo que implica que hay algún tipo de horizonte
cosmológico al que tenemos que dar una explicación dentro de un modelo razonable del
Universo observable. Este horizonte -conocido como radio de Hubble
● Por último, si extrapolamos la expansión hacia atrás en el tiempo, parece ser que podría
haber un tiempo en que las galaxias estuvieran mucho más cerca y la densidad del
universo podría crecer indefinidamente si nos vamos suficientemente atrás en el tiempo.
●
La ley de Hubble: http://www.astronomia.net/cosmologia/Hubble.htm
¿Qué es el Big Bang?
Se entiende habitualmente por Big Bang el estado de alta densidad y temperatura que dio origen
al universo observable.
Hay una confusión habitual y es pensar en el Big Bang como en una singularidad inicial, como un
punto del que surgió el universo entero. El modelo del Big Bang es mucho más modesto que eso y
sólo es una extrapolación de nuestro universo en el pasado durante un tiempo finito.
El punto de partida depende de la física que uno esté dispuesto a admitir y de las garantías que
uno tenga de que sus conclusiones están respaldadas por las observaciones. Actualmente
podemos extrapolar hacia atrás en el tiempo con muchas garantías hasta la época de la
nucleosíntesis primigenia. Esto corresponde a unas condiciones con una temperatura de unos
100,000,000,000 de grados y una densidad que equivalía a unos 3,800 millones de veces la
densidad del agua. Todo el universo que podemos observar en la actualidad estaba concentrado
en unos pocos años luz cúbicos y era sólo una sopa de electrones, fotones, neutrinos y ligeras
trazas de protones y neutrones.
Decimos que habían pasado del orden de una centésima de segundo desde la singularidad inicial,
cuando lo que se pretende decir es que si extrapolamos las ecuaciones del modelo del Big Bang
hasta una temperatura infinita, obtenemos lo que denominamos el tiempo de expansión del
universo t0. Si hace exactamente t centésimas de segundo que ocurrió la nucleosíntesis, entonces
t0 - t ~ 1 segundo
El calificativo de Big Bang (Gran Explosión) fue creación del astrónomo británico ya fallecido Fred
Hoyle en los años cincuenta como término descalificativo a este modelo de universo. Fred Hoyle
había sido uno de los creadores de un modelo alternativo conocido como Estado Estacionario.
Este modelo admite la expansión del universo, pero concibe un universo infinito, que no tiene un
principio definido, en el que se genera materia de manera continua mediante mecanismos
desconocidos.
En cuanto al futuro del universo existen cuatro hipótesis sobre los futuros posibles del universo:
Si el universo albergara bastante cantidad de materia, la fuerza de la gravedad acabaría por
detener la expansión y convertirla en una contracción que culminaría en una Gran Implosión. Un
universo de este tipo se denomina cerrado.
Si por el contrario, no hubiera suficiente materia, la expansión continuaría indefinidamente. Un
universo así recibe el calificativo de abierto.
Hay bastantes indicios observacionales que sugieren que el universo es plano, es decir, que se
encuentra en el punto de equilibrio entre abierto y cerrado. Eso implica que el universo se
expandirá por siempre, cada vez a un ritmo más lento pero sin llegar nunca a detenerse.
Finalmente otra posibilidad consiste en que la expansión se acelere. Las supernovas observadas en
galaxias lejanas en 1998 parecían un 20% más débiles de lo que sería de esperar si el universo
fuera plano o abierto. Esto apunta que la expansión se ha acelerado durante los últimos miles de
millones de años y ha alejado las galaxias cada vez más de nosotros.
Al parecer, la alternativa más probable sea que la expansión continue en cualquiera de sus formas.
http://www.pellicersoft.com/astronomia/elfuturodeluniverso/index.html
LECTURA COMPLEMENTARIA
¿Es el Universo plano?
Según la noticia con la que los medios de comunicación nos han bombardeado desde
hace unas semanas, el Universo es plano. Pero, ¿esto qué quiere decir? ¿Es acaso el
Universo como un campo de futbol o como la superficie de una mesa? ¿Está el Universo
espachurrado hasta parecer como una hoja de papel? Si es esto lo que nos quieren decir,
la verdad es que no habría que prestarles demasiada atención. Nuestra experiencia más
directa nos muestra que esto no puede ser así. Por ejemplo, sabemos que la Tierra, el
planeta en que vivimos, y todo lo que la rodea, la Luna y el Sol, etc., no cumplen esa
condición. ¿Que ocurre entonces?
Lo primero que hay que tener en cuenta es que el concepto plano no tiene el mismo
significado en ciencia que en nuestra vida cotidiana.
La teoría de la relatividad general de Einstein propone que la geometría del espacio está
directamente relacionada con la cantidad de masa y energía presente en el Universo.
Einstein además creía que sus ecuaciones sólo eran compatibles con un espacio curvo.
Pero en 1929, Hubble propuso una teoría en la que se acepta que el Universo se
encuentra en expansión, de forma que las ecuaciones de la teoría de la relatividad eran
ahora compatibles con cualquier tipo de geometría. El que tenga un tipo de geometría u
otra determina las propiedades del Universo y cuál será su evolución. Lo que está en juego
no es determinar el aspecto del universo sino sus propiedades.
Durante muchos años se ha intentado medir, a la luz de diferentes teorías, los parámetros
cosmológicos para determinar la geometría del Universo. Con el tiempo se han ido
aproximando medidas de la densidad de materia y energía, incluyendo la materia oscura
que no podemos ver directamente, pero la incognita sigue estando ahí. Un experimento
realizado recientemente por un equipo de científicos de Italia, Gran Bretaña, Estados
Unidos y Canadá que participan en el Proyecto Boomerang ha proporcionado unos datos
que parecen apoyar la hipótesis de un universo con un grado de curvatura 0, es decir
plano.
Pero tan solo se trata de un experimento más, cuyos resultados interpretados en el marco
de una teoría concreta apoyan una determinada hipótesis. El problema está lejos de
solucionarse, habrá que seguir poniendo a prueba esas hipótesis y teorías.
¿Qué quiere decir que el universo es plano?
Como ya se ha dicho el concepto plano no significa lo mismo en física que en la vida
cotidiana, pero nuestro conocimiento del mundo que nos rodea puede ayudarnos a intentar
comprender lo que quieren decir los físicos. Todos estamos de acuerdo en que una hoja de
papel extendida sobre una mesa constituye una superficie plana. Mientras que, si cogemos
esa hoja y la deformamos ligeramente da lugar a una superficie curva. La diferencia entre
plano y curvo es fácil de entender para un observador en tres dimensiones (nosotros)
cuando se refiere a una superficie de dos dimensiones (la hoja de papel). Pero, esta
diferencia, ¿estaría igual de clara para un observador que viviera en ese mundo de dos
dimensiones? La respuesta es no. La curvatura de la superficie de dos dimensiones
implica deformación en una dimensión extra (la tercera dimensión).
Nosotros vivimos en un mundo en tres dimensiones y nuestra observación está
determinada por esas tres dimensiones. Decidir si nuestro mundo es plano o es curvo, de
la misma manera en que lo hemos hecho para la hoja de papel, implicaría determinar si
existe una deformación en una cuarta dimensión. Y, para ello, necesitaríamos recurrir a un
observador que viviera en un mundo de cuatro dimensiones.
¿Cómo podemos resolver entonces el problema? No es tan difícil, en nuestro auxilio acude
algo tan antiguo como la geometría de Euclides (Grecia, hacia el 300 a de C.). Uno de los
postulados de la geometría de Euclides establece que, en un plano, dos rectas paralelas
no llegan nunca a cortarse. Esto se cumplirá si la superficie es plana, pero no si es curva.
Los habitantes de un mundo de dos dimensiones sólo tendrían que trazar rectas paralelas
para determinar si ese mundo es plano o curvo.
Veamos un ejemplo. ¿Qué ocurre con la superficie de la Tierra? Si nos fijamos
exclusivamente en su superficie lo podemos considerar un mundo en dos dimensiones y
podríamos andar y andar sobre su superficie sin llegar a determinar si es curva o plana. Se
podría poner la pega de que los barcos en la lejanía parecen desaparecer, pero
estaríamos haciendo trampas y recurriendo a la tercera dimensión para resolver el
problema. Sólo nos queda recurrir a la geometría de Euclides. Si trazamos dos paralelas
sobre la superficie terrestre, tarde o temprano acabarán por cortarse en un punto. Es, por
ejemplo, el caso de los meridianos. Son líneas paralelas que por efecto de la curvatura de
la Tierra se cortan en los polos.
Volviendo al problema de la curvatura de nuestro Universo de tres dimensiones, puesto
que no podemos escaparnos a una cuarta dimensión para observarlo desde fuera, sólo
nos queda hacer experimentos para ver si cumple los postulados de la geometría euclídea.
Podemos trazar paralelas y ver si llegan a cortarse, pero dado nuestro pequeño tamaño
comparado con el del universo esto resulta muy complicado. Podemos enviar rayos de luz
paralelos y observar si llegan a cortarse, pero esto también es complicado porque los
rayos se desvían por los efectos gravitatorios de planetas estrellas, etc, lo que obligaría a
descontar esos efectos locales. Sólo nos queda idear experimentos cada vez más
ingeniosos que nos ayuden a determinar cuáles son las propiedades del Universo. Uno de
ellos es el que han realizado los científicos del Proyecto Boomerang.
Recursos
●
¿Es el universo plano?
http://centros5.pntic.mec.es/ies.victoria.kent/Rincon-C/Curiosid/Rc-18/RC-18.htm
●
Fotografía de la infancia del cosmos (El Mundo Jueves, 13 de junio de 2002 ).
http://news.bbc.co.uk/hi/spanish/science/newsid_2042000/2042106.stm y artículos asociados
●
Comunicado de prensa: www.astro.caltech.edu/~tjp/CBI/press1/cit-pr-es.pdf
Evolución estelar. Formación de elementos químicos
La enorme distancia que nos separa de las estrellas hace que la única información que disponemos de
ellas es la que proporciona la luz que emiten. Básicamente, la radiación emitida por una estrella puede
caracterizarse por dos parámetros:
●
●
Magnitud absoluta, que representa la cantidad total de energía contenida en la radiación
emitida por la estrella, y
Tipo espectral, que indica la forma en que esta energía se distribuye en longitud de onda.
Esto lo podemos asociar al color que, de alguna manera, nos informa de la temperatura de la
fotosfera de la estrella.
La representación gráfica en un plano de estos dos parámetros recibe el nombre de diagrama de
Hertzsprung-Russell, o diagrama HR
Como se puede observar en la figura, el diagrama HR
muestra una forma curiosa, distribuyéndose la gran
mayoría de estrellas en una región llamada
Secuencia Principal”
El diagrama HR se interpreta como un resultado de la
evolución de las estrellas. La existencia de la
secuencia principal se debe entonces al hecho de que
nosotros observamos
en las estrellas aquellos
estados en los que pasan la mayor parte de su “vida”.
Como veremos a continuación, a lo largo de la vida de
una estrella, ésta se va desplazando por el diagrama
HR en función de su masa.
¿Cuáles son las fases por las que evoluciona
una estrella?
1) La formación estelar: Proceso por el cual
grandes masas de gas que se encuentran en
galaxias
formando
extensas
nubes
moleculares se transforman en estrellas. Bajo
ciertas condiciones (fundamentalmente de masa), estas nubes pueden colapsar
gravitacionalmente hasta “encender el hidrógeno” presente, es decir, hasta provocar la fusión
de hidrógeno.
2) La secuencia principal es la fase en que una estrella quema hidrógeno en su núcleo
mediante fusión nuclear. Una vez instalada en la secuencia principal la estrella se compone de
un núcleo donde tiene lugar la fusión del hidrógeno al helio y un manto que transmite la
energía generada hacia la superficie. La mayor parte de las estrellas pasan el 90% de su vida,
aproximadamente, en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. En esta fase
las estrellas consumen su combustible nuclear de manera gradual pudiendo permanecer
estables por periodos de tiempo de 2-3 millones de años, en el caso de las estrellas más
grandes y calientes, a miles de millones de años si se trata de estrellas de tamaño medio como
el Sol, o hasta decenas o incluso centenares de miles de millones de años en el caso de
estrellas de poca masa como las enanas rojas.
3) La cantidad de hidrógeno disponible en el núcleo va disminuyendo, a la vez que aumenta la
cantidad de helio. Tras el agotamiento del hidrógeno, la estrella no puede producir toda la
energía nuclear que necesita para mantener una presión capaz de oponerse a la fuerza de la
gravedad. En esta fase, la parte central de la estrella se contrae aumentando de nuevo presión
y temperatura y provocando de nuevo una fase de combustión nuclear. En este caso del helio.
Este proceso provoca una rápida expansión de la envoltura. La estrella se hace entonces más
grande, su temperatura de superficie disminuye y se convierte en una gigante roja.
4) A partir de esta fase, los modelos predicen que la evolución de una estrella depende
fundamentalmente de su masa.
1. Las más masivas evolucionan de forma que, una vez agotadas la reacciones nucleares en
el núcleo, nada puede detener el colapso gravitatorio hasta la explosión como una
supernova, dejando como resto objetos muy densos, como estrellas de neutrones o
agujeros negros.
2. Las estrellas menos masivas como el Sol ni siquiera pueden iniciar la fusión del helio y la
estrella termina su vida como un núcleo caliente desprovisto de envoltura, conocido como
enana blanca.
Las figuras siguientes representan las posibles
evoluciones de las estrellas en función de su
masa.
Recursos:
● http://es.youtube.com/watch?v=pBZt_6Q5WLU
●
La evolución de las estrellas según el Hubble: http://es.youtube.com/watch?
v=i264CO0HHFU&feature=related
Polvo de estrellas
"Todos somos polvo de estrellas", la frase es de Carl Sagan, y no solo es poesía sino que resume el
resultado de varios siglos intentando comprender el funcionamiento de las estrellas y la evolución
del universo.
Cuando se descubrió la fusión nuclear se comprendió el proceso que proporcionaba esa inmensa
cantidad de energía a partir del hidrógeno. Y, como toda fuente de energía, generaba unos
residuos a cambio. De hecho, el calcio de nuestros huesos, el hierro de la hemoglobina, el
carbono, nitrógeno y oxigeno de los diferentes tejidos y células que forman nuestros cuerpos no
existían al comienzo del universo. En los cinco primeros minutos después de Bing Bang se
formaron los primeros átomos, hidrógeno, helio y pequeñas trazas de deuterio y litio. Solo una
mínima parte de los aproximadamente 115 elementos conocidos. Más tarde aparecieron las
primeras estrellas que inicialmente tenían esa misma composición. Desde entonces diversos
procesos de fusión han ido generando átomos cada vez mas pesados como el calcio o el hierro a
partir de elementos menos masivos. El problema es que las sucesivas reacciones de fusión cada
vez aportan menos energía.
Por encima del hierro, la fusión nuclear no produce energía sino que la absorbe. Para conseguir
elementos más pesados se cree que hay dos procesos principales. Por un lado una supernova, es
decir, la explosión de una estrella. La enorme energía liberada es canalizada, solo en parte, hacia
la formación de núcleos más pesados. Átomos como el oro de nuestros anillos o el uranio de los
reactores nucleares de fisión. Por otro la lenta absorción de neutrones por parte algunos átomos
pesados va aumentando aun más su número atómico. Es un proceso lento que dura miles de años
y que complementa al anterior.
La suma de ambos métodos nos ha proporcionado anillos de oro, reactores nucleares y, sobre
todo, elementos esenciales para la vida como el cobre, el zinc o el yodo. Necesitamos cenizas de
estrellas para darnos la vida.
http://cienciadebolsillo.blogspot.com/2007/05/polvo-deestrellas.htmlhttp://cienciadebolsillo.blogspot.com/2007/05/polvo-de-estrellas.html
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Formación del Sistema Solar.
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Es difícil precisar el origen del Sistema Solar. Los científicos creen que puede situarse hace unos 4.650
millones de años. Según la teoría de Laplace, una inmensa nube de gas y polvo se contrajo a causa de
la fuerza de la gravedad y comenzó a girar a gran velocidad, probablemente, debido a la explosión de
una supernova cercana.
Origen del Sol
La mayor parte de la materia se acumuló en el centro. La presión era tan elevada que los átomos
comenzaron a partirse, liberando energia y formando una estrella.Al mismo tiempo se iban definiendo
algunos remolinos que, al crecer, aumentaban su gravedad y recogían más materiales en cada vuelta.
Origen de los Planetas
También había muchas colisiones. Millones de objetos se acercaban y se unían o chocaban con
violencia y se partían en trozos. Los encuentros constructivos predominaron y, en sólo 100
millones de años, adquirió un aspecto semejante al actual. Después cada cuerpo continuó su
propia evolución.
Cualquier teoría que pretenda explicar la formación del Sistema Solar deberá tener en cuenta que
el Sol gira lentamente y sólo tiene 1 por ciento del momento angular, pero tiene el 99,9% de su
masa, mientras que los planetas tienen el 99% del momento angular y sólo un 0,1% de la masa.
Hay cinco teorías consideradas razonables:
La teoría de Acreción asume que el Sol pasó a través de una densa nube interestelar, y emergió
rodeado de un envoltorio de polvo y gas.
La teoría de los Proto-planetas dice que inicialmente hubo una densa nube interestelar que formó
un cúmulo. Las estrellas resultantes, por ser grandes, tenian bajas velocidades de rotación, en
cambio los planetas, formados en la misma nube, tenían velocidades mayores cuando fueron
capturados por las estrellas, incluido el Sol
La teoría de Captura explica que el Sol interactuó con una proto-estrella cercana, sacando materia
de esta. La baja velocidad de rotación del Sol, se explica como debida a su formación anterior a la
de los planetas.
La teoría Laplaciana Moderna asume que la condensación del Sol contenía granos de polvo sólido
que, a causa del roce en el centro, frenaron la rotación solar. Después la temperatura del Sol
aumentó y el polvo se evaporó.
La teoría de la Nebulosa Moderna se basa en la observación de estrellas jóvenes, rodeadas de
densos discos de polvo que se van frenando. Al concentrarse la mayor parte de la masa en el
centro, los trozos exteriores, ya separados, reciben más enrgía y se frenan menos, con lo que
aumenta la diferencia de velocidades.
Texto y dibujos extraídos de:
http://www.astromia.com/solar/formasistema.htm
Presentación en power point sobre la formación del sistema solar:
http://www.astro.ugto.mx/cursos/IA/IA07mod2d.pps
Exploración del Sistema Solar
Este es un apartado que podría abordarse solicitando que los estudiantes sean los que toman la
iniciativa. Una idea puede ser formar grupos y que cada uno se haga cargo de algún aspecto concreto
de la exploración del Sistema Solar, desarrollen un trabajo y luego lo expongan a los compañeros. Sería
muy deseable que elaboraran una presentación puesto que el tema puede ser muy visual (sobre este
tema hay cantidad de imágenes espectaculares en la red) y, de camino, los vamos dirigiendo a la
utilización de las TIC. Algunos ejemplos de aspectos del tema que pueden ser tratados por los
diferentes grupos serían: Sondas espaciales, satélites artificiales, la exploración de la luna,
transbordadores, ..
Algunas webs que pueden servirnos de referencia en este tema son:
●
http://www.solarviews.com/span/homepage.htm
●
Desde la siguiente dirección, puede descargarse un póster descriptivo de la exploración del
Sistema Solar entre 2003 y 2006 (NASA):
http://solarsystem.nasa.gov/multimedia/downloads/sse_timeline_spanish_v10.pdf
En cuanto a la evaluación de esta unidad, la propuesta es llevar un registro de las diferentes
actividades propuestas:
● Trabajo en grupo y exposición en clase (presentaciones, ..)
● Trabajos de indagación en los que se planteen cuestiones no vistas en clase, por ej. ¿qué
es la radiación de fondo, hipótesis posibles sobre la formación del sistema Tierra-Luna
● Actividades de clase, cuestionarios.
Algunas posible preguntas que debieran saber responder los estudiantes al final de este tema son:
1.
2.
3.
4.
5.
Cuándo y cómo ocurrió el nacimiento del Universo?
Qué teoría explica la evolución del Universo?
El Universo tiene límites? Sabrías definirlo?
Seguirá evolucionando el Universo? Y cómo?
Qué significa que el SOL es la “estrella amarilla”? Y que Betelgeuse es la "estrella gigante
roja"?
6. Qué sucede en el núcleo de una estrella?
7. Cómo termina la vida de las estrellas de gran masa?
8. Qué le sucederá al SOL en las últimas etapas de su vida?
De la Webquest: http://www.proarabatic.org/webquest/La%20caza%20del%20tesoro/Ejemplos/El
%20Universo.htm#BALIABIDEAK
http://www.astronomia.net/cosmologia/
http://ssscott.tripod.com/BigBang.html (imagen del big bang)
http://www.librosmaravillosos.com/historiatiempo