Fuerzas gravitatorias

TRABAJO TEMA 3
FUERZAS GRAVITATORIAS
14/02/2010
Rosana Hinojosa Rodríguez-Carretero
4º de ESO A
1._ EL UNIVERSO QUE OBSERVAMOS
Si dedicamos parte de nuestro tiempo en observar el cielo, de dónde venimos, hacia dónde
podemos ir, como es el universo, el lugar donde vivimos, podremos observar diferentes astros,
estrellas, galaxias, cometas y un largo etcétera de miles de singulares elementos que se
encuentran en el mismo lugar en dónde estamos.
Algunos de ellos pueden ser:
El Sol  Es la estrella más cercana a la Tierra, es nuestro Sol, sin el cual no podríamos vivir.
Es una estrella tipo espectral G2 que se encuentra en el centro del Sistema Solar.
El Sol es un astro enorme si se compara con la
Tierra. Su radio, de 696.000 Km, es más de cien
veces el radio de la tierra (6.378 Km). Pero
comparado con otras estrellas, el Sol resulta más
bien pequeño. Sirio, la estrella más brillante del
cielo,
tiene
un radio
equivalente
de
aproximadamente dos radios solares. Y
Beltegeuse, una supergigante roja, tiene un radio
de más de 600 veces el radio solar.
La Luna  Es el único satélite natural de la tierra. Es el cuerpo más brillante del firmamento
desde la tierra, por el reflejo de la luz de Sol. Muestra fases a causa de su movimiento de
rotación por la tierra alrededor de cada 28 días. También es la responsable de las mareas del
mar en la tierra. Actualmente la Luna sigue siendo un misterio para nosotros. Se pensó que la
luna era un pedazo de la Tierra que se desprendió
cuando se formó nuestro planeta, pero
posteriormente se demostró que, si esto fuese
cierto, la fuerza de gravedad de la Tierra hubiera
atraído de nuevo a la Luna. Además, el hecho de
que la densidad de la Tierra y la Luna sean
diferentes, ayuda a descartar esta hipótesis. Cabe
pensar en la Luna como un planeta primitivo que
fue “atrapado” por la Tierra.
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Las estrellas  Son los puntos de luz que vemos en cielo por la noche, ya que por la mañana
nuestra atmósfera nos impide verlas. Las estrellas son cuerpos celestes de grandes
dimensiones en cuyo interior se producen reacciones nucleares que provocan la emisión de
una gran cantidad de energía al espacio. Tienen un núcleo donde se producen las reacciones
nucleares, como por ejemplo, cuatro átomos de hidrógeno se convierten en uno de helio
desprendiendo una cierta cantidad de energía. Estas reacciones son la causa de la emisión de
luz y calor. Las estrellas más cercanas están muy lejos del Sistema Solar. Alfa Centauro, la más
cercana, está a 4,3 años luz de la Tierra. Dado que la luz de las estrellas invierte un periodo
muy largo de tiempo en llegar hasta nuestra Tierra, la imagen que percibimos de ellas cada
noche no es la actual. Si Antares desapareciera esta noche por ejemplo, no nos daríamos
cuenta hasta dentro de 220 años. Las estrellas pueden clasificarse según su color y tamaño. El
color se debe a la temperatura de su superficie. El tamaño de las estrellas es muy variable. Las
más grandes se llaman supegigantes y las más pequeñas enanas.
La magnitud de una estrella es un número que incida su brillo. Se distingue entre la magnitud
aparente(brillo con el que se ve la estrella desde la Tierra) y la absoluta.
Las estrellas no aparecen siempre solas como nuestro Sol. Normalmente se encuentran
formando sistemas dobles, que son dos estrellas que giran alrededor de un centro co mún, o
cúmulos estelares, que son grupos de estrellas que están ligadas por la atracción gravitatoria
entre ellas.
Las estrellas nacen a partir de grandes nubes de gases
interestelares, llamadas nebulosas. Estos gases se van
agrupando a causa de la atracción gravitatoria. A causa de las
reacciones la temperatura del interior va aumentando hasta
que el hidrógeno se transforma en helio.
Cúmulo abierto M11
Cuando las estrellas han acabado su combustible nuclear,
sufren distintas transformaciones. Esto depende de su masa y
de la composición química de la nebulosa progenitora. Pueden
acabar como enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros
negros.
Evolución estelar
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Los planetas  Algunos también son visibles a simple vista. Se pueden diferenciar de las
estrellas porque su luz no tintinea. Su brillo varía según si están más o menos próximos a la
Tierra. Los más visibles desde la Tierra suelen ser Marte y Venus, según en que zona y época
del año.
Los satélites  Son astros que giran alrededor de un plantea, un planeta enano o un
asteroide. Algunos satélites, como Titán o Ganímedes, los mayores satélites del Sistema Solar,
son más grandes que Mercurio (r=2.439 Km), con un radio de 2.575 Km y 2.631 Km.
Comparación de Titán
con la Luna y la Tierra.
Las galaxias  Son agrupaciones de estrellas, gases y
polvo. No todas son iguales, se diferencias por la forma,
tamaño o número y tipo de estrellas que contienen.
Hay galaxias como la Vía Láctea, nuestra galaxia,
formadas por miles de millones de estrellas. Otras sin
embargo son más pequeñas.
Según su forma pueden ser elípticas, espirales e
irregulares. Las galaxias se agrupan para formar
estructuras aún mayores, los llamados cúmulos
galácticos. A si vez, los cúmulos de galaxias pueden agruparse en supercúmulos. La Vía Láctea
pertenece a un cúmulo denominado Grupo Local, que es parte del supercúmulo de Virgo. Entre
unos cúmulos y otros hay inmensas regiones del espacio completamente vacías.
Las nebulosas  Son acumulaciones de gas y polvo interestelar que se pueden observar
porque son iluminadas por estrellas cercanas. Hay diferentes tipos de nebulosas: Las
nebulosas de emisión, como la nebulosa Trífida (M20), formadas por plasma interestelar,
compuestas por hidrógeno ionizado y electrones libres. Las nebulosas de reflexión, formadas
por partículas de polvo iluminadas por estrellas cercanas, y que no emiten suficiente energía
para ionizar hidrógeno. Una de ellas es el resplandor azulado que e encuentra junto a la
nebulosa Trífida. Nebulosas planetarias, se forman con la expulsión de gas de una estrella poco
masiva en su fase de gigante roja, como la nebulosa del anillo. Y por último, los restos de novas
y supernovas producen nebulosas como la del Cangrejo (M1)
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Nebulosa Trífida (M20) en la constelación de Sagitario.
Los planetas enanos  Son astros esféricos más pequeños que los planetas en cuya órbita
hay otros astros de tamaño similar. Un ejemplo es Ceres. Plutón también pertenece a este
conjunto, que está en el cinturón de Kuiper, más allá de Neptuno.
Los asteroides  Son astros más pequeños que los planetas enanos, con formas irregulares.
La mayoría se sitúan en dos regiones del Sistema Solar, entre Marte y Júpiter, que forman en
cinturón de asteroides y el de Kuiper.
Los cometas  Se tratan de fragmentos de hielo y roca que orbitan alrededor del Sol, en
órbitas generalmente muy elípticas y, en algunos casos, enormes. Al acercarse a la estrella, los
cometas desarrollan una cola que apunta en la dirección opuesta a aquella. Esto se dele a la
sublimación de materia del núcleo del cometa: se forma así una cola de gas de vapor de agua,
dióxido de carbono y otros gases. Uno de los más conocidos es el cometa Halley. Su órbita es
tan alargada que se acerca al reino de los planetas exteriores. Tarda 76 años en dar una vuelta
alrededor del sol.
Cometa Halley
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2._ LOS MODELOS DEL UNIVERSO
VISIONES ANTIGUAS DEL UNIVERSO
Desde la más remota antigüedad, hemos tratado de describir nuestra posición en el Universo,
la situación y los movimientos de las estrellas y los planetas en el cielo.
Los antiguos egipcios conocían ya las constelaciones del Zodçíaco: Tauro, Aries, Capricornio,
Piscis… Todas estas constelaciones están representadas en muchos relieves de tumbas y
templos. Pensaban que el firmamento era el cuerpo de una diosa, Nut, que estaba apoyada “a
cuatro patas” sobre la Tierra.
Los pueblos del antiguo México consideraban que la Tierra era plana y se encontraba en el
centro del Universo. Por encima de ella existía un nivel superior, el cielo y por debajo, el
inframundo. El cielo estaba formado por trece “pisos”.
En la antigua Grecia, algunos filósofos trataron de establecer modelos para explicar lo que se
observaba en el cielo. Se conocían siete astros: el Sol, la Luna, Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y
Saturno, que se movían sobre el fondo estrellado. Por esta razón tenemos la sensación de que
nosotros permanecemos quietos. Por eso se pensaba que la Tierra estaba quieta y que todos
los astros giraban a su alrededor.
2.1- MODELOS GEOCÉNTRICOS.
Claudio Ptolomeo, Astrónomo, químico, geógrafo y matemático greco-egipcio, heredó la
concepción del universo dada por Platón y Aristóteles, pero difirió totalmente de éstos, ya que
Ptolomeo era empirista. Su aportación fundamental fue su modelo del universo: creía que la
Tierra estaba inmóvil en el centro del Universo y que todos los demás astros giraban a su
alrededor. Vivió en el Siglo II d.C., Y PUBLICÓ EL Almagesto. En este libro, Ptolomeo situó a la
Tierra en el centro del Universo y a los planetas conocidos girando a su alrededor, cada uno
situado en una esfera. Por último, situó la esfera de las estrallas fijas.
Teoría geocéntrica de Ptolomeo
En el sistema Ptolemaico, cada planeta es movido por dos o más esferas: una esfera es su deferente
que se centra en la tierra, y la otra esfera es el epiciclo que se encaja en el deferente. El planeta se
encaja en la esfera del epiciclo. El deferente rota alrededor de la tierra mientras que el epiciclo rota
dentro del deferente, haciendo que el planeta se acerque y se aleje de la tierra en diversos puntos en
su órbita, inclusive haciendo que disminuya su velocidad, se detenga, y se mueva en el sentido
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contrario (en movimiento retrógrado).
Los epiciclos de Venus y de Mercurio
están centrados siempre en una línea
entre la Tierra y el Sol (Mercurio más
cercano a la Tierra), lo que explica
porqué siempre se encuentran cerca de
él en el cielo. El orden de las esferas
Ptolemaicas a partir de la Tierra es:








Luna
Mercurio
Venus
Sol
Marte
Júpiter
Saturno
Estrellas fijas
Modelo geocéntrico
El modelo del deferente-y-epiciclo había sido utilizado por los astrónomos griegos por siglos, como
lo había sido la idea del excéntrico (un deferente levemente desviado del centro de la Tierra). En la
ilustración, el centro del deferente no es la Tierra sino la X, haciéndolo excéntrico (del Latín ex- o eque significa "de," y centrum que significa "centro").
Desafortunadamente, el sistema que estaba vigente en la época de Ptolomeo no concordaba con las
mediciones, aún cuando había sido una mejora considerable respecto al sistema de Aristóteles.
Algunas veces el tamaño del giro retrógrado de un planeta (más notablemente el de Marte) era más
pequeño y a veces más grande. Esto lo impulsó a generar la idea de un ecuante.
El ecuante era un punto cerca del centro de la órbita del planeta en el cual, si uno se paraba allí y
miraba, el centro del epiciclo del planeta parecería que se moviera a la misma velocidad. Por lo tanto,
el planeta realmente se movía a diferentes velocidades cuando el epiciclo estaba en diferentes
posiciones de su deferente. Usando un ecuante, Ptolomeo afirmaba mantener un movimiento
uniforme y circular, pero a muchas personas no les gustaba porque pensaban que no concordaba con
el dictado de Platón de un "movimiento circular uniforme". El sistema resultante, el cual
eventualmente logró amplia aceptación en occidente, fue visto como muy complicado a los ojos de la
modernidad; requería que cada planeta tuviera un epiciclo girando alrededor de un deferente,
desplazado por un ecuante diferente para cada planeta. Pero el sistema predijo varios movimientos
celestes, incluyendo el inicio y fin de los movimientos retrógrados, medianamente bien para la época
en que se desarrolló.
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2.2-MODELOS HELIOCÉNTRICOS.
En la antigua Grecia también se propusieron modelos que situaban al Sol en el centro del
Universo: modelos heliocéntricos.
Aristarco de Samos, en el siglo III a.C., propuso un modelo en el que la Tierra y los planetas
conocidos giraban en torno al Sol. Pero la oposición de muchos filósofos del mundo heleno
hizo olvidar este esquema. Ideó un modelo de universo basándose en las ideas expuestas el
siglo anterior por Heráclides de Ponto (388-315 a.C.) que no se han conservado en la
actualidad escritos suyos, pero sí sabemos de sus teorías a través de algunos de sus discípulos.
Heráclides mantiene el modelo aristotélico, pero cambia algunas ideas con el fin de solucionar
algunos de los interrogantes que sobre el movimiento de los planetas que seguían pendientes,
de esta manera determina una rotación de la tierra en 24 horas y un movimiento de Venus y
Mercurio alrededor del sol. Así, aún manteniendo al sol como satélite de la tierra, comienza a
abrir paso en la concepción heliocéntrica del mundo al concebir por primera vez la posibilidad
de planetas girando alrededor del sol.
De los heliocéntricos, el modelo más conocido y, finalmente, aceptado, es el de Copérnico.
MODELO DE COPÉRNICO
Nicolás Copérnico (1473-1543) fue un astrónomo polaco que estudió la primera teoría
heliocéntrica del Sistema Solar.
Su libro, "De revolutionibus orbium coelestium" (de las revoluciones de las esferas celestes),
es usualmente concebido como el punto inicial o fundador de la astronomía moderna, además
de ser una pieza clave en lo que se llamó la Revolución Científica en la época del Renacimiento.
Copérnico pasó cerca de veinticinco años trabajando en el desarrollo de su modelo
heliocéntrico del universo. En aquella época resultó difícil que los científicos lo aceptaran, ya
que suponía una auténtica revolución.
Sus principales ideas eran:
1. Los movimientos celestes son uniformes, eternos, y circulares o compuestos de diversos
ciclos (epiciclos).
2. El centro del universo se encuentra cerca del Sol.
3. Orbitando el Sol, en orden, se encuentran Mercurio, Venus, la Tierra y la Luna, Marte,
Júpiter, Saturno.
4. Las estrellas son objetos distantes que permanecen fijos y por lo tanto no orbitan alrededor
del Sol.
5. La Tierra tiene tres movimientos: la rotación diaria, la revolución anual, y la inclinación
anual de su eje.
6. El movimiento retrógrado de los planetas es explicado por el movimiento de la Tierra.
7. La distancia de la Tierra al Sol es pequeña comparada con la distancia a las estrellas.
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Copérnico está considerado como el fundador de la astronomía moderna, proporcionando las
bases que permitieron a Newton culminar la revolución astronómica, al pasar de un cosmos
geocéntrico a un universo heliocéntrico y cambiando irreversiblemente la visión del cosmos
que había prevalecido hasta entonces.
Así, lo que se conoce como Revolución Copernicana es su formulación de la teoría heliocéntrica,
según la cual, la Tierra y los otros planetas giran alrededor del Sol.
Las hipótesis fundamentales de la Teoría Copernicana son:
1. El universo es redondo.
2. La Tierra también es circular.
3. El movimiento de los cuerpos celestes es uniforme, perpetuo y circular o compuesto por
movimientos circulares.
4. El cielo es inmenso respecto a la magnitud de
la Tierra.
5. El orden de las órbitas celestes. Tras criticar
el orden que la astronomía ptolemaica
asignaba a los planetas, da el orden correcto
de su alejamiento del Sol.
6. Se distinguen varios tipos de movimientos:
1. Movimiento diurno: Causado por la
rotación de la Tierra en 24 horas y no
de todo el universo.
2. Movimiento anual del Sol: Causado
por la traslación de la Tierra
alrededor del Sol en un año.
3. Movimiento mensual de la Luna
alrededor de la Tierra.
4. Movimiento planetario: Causado por
la composición del movimiento propio y el de la Tierra. La retrogradación del
movimiento de los planetas no es más que aparente y no un movimiento
verdadero, y es debido al movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol.
Es indudable que los 2.000 años de teoría geocéntrica no acabaron repentinamente tras
la publicación del libro de Copérnico, sino que la transición entre ambos sistemas fue
gradual.
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CONTRIBUCIÓN DE GALILEO
Galileo Galilei (Pisa, 15 de febrero de 1564 - Florencia, 8 de enero de 1642), fue un
astrónomo, filósofo, matemático y físico que estuvo relacionado estrechamente con la
revolución científica. Eminente hombre del Renacimiento, mostró interés por casi todas las
ciencias y artes (música, literatura, pintura). Sus logros incluyen la mejora del telescopio, gran
variedad de observaciones astronómicas, la primera ley del movimiento y un apoyo
determinante para el copernicanismo. Ha sido considerado como el «padre de la astronomía
moderna», el «padre de la física moderna» y el «padre de la ciencia».
Su trabajo experimental es considerado complementario a los escritos de Francis Bacon en el
establecimiento del moderno método científico y su carrera científica es complementaria a la
de Johannes Kepler. Su trabajo se considera una ruptura de las asentadas ideas aristotélicas y
su enfrentamiento con la Iglesia Católica Romana suele tomarse como el mejor ejemplo de
conflicto entre la autoridad y la libertad de pensamiento en la sociedad occidental. En 1992 la
Iglesia admitió oficialmente su error y erconoció la grandeza de Galileo.
Los partidarios de la teoría geocéntrica según Aristóteles se convierten en enemigos
encarnizados y los ataques contra él comienzan con la aparición de Sidereus Nuncios. Ellos no
pueden permitirse el perder la afrenta y no quieren ver su ciencia puesta en cuestión.
Además, los métodos de Galileo, basados en la observación y la experiencia en vez de la
autoridad de los partidarios de las teorías geocéntricas (que se apoyan sobre el prestigio de
Aristóteles), están en oposición completa con los suyos, hasta tal punto que Galileo rechaza
compararse con ellos.
Algunos de los descubrimientos más importantes, gracias también a su telescopio, le hicieron
apoyarse en el modelo heliocéntrico de Copérnico. Por ejemplo:
·La Luna tiene valles y montañas, y no es un cuerpo esférico y perfecto, como predecía
Aristóteles.
·Venus muestra fases como la Luna, por lo que Venus no pude girar alrededor de la Tierra.
· En el Sol existen mancas oscuras, que son las manchas solares
·Descubrió los anillos de Saturno, aunque el los calificó de “protuberancias”
· La Vía láctea, cuenta las estrellas de la constelación de Orión y constata que ciertas estrellas
visibles a simple vista son, en verdad, cúmulos de estrellas.
· Júpiter y sus satélites son un modelo del Sistema Solar. Gracias a ellos, piensa poder
demostrar que las órbitas de cristal de Aristóteles no existen y que todos los cuerpos celestes
no giran alrededor de la Tierra. Es un golpe muy duro a los aristotélicos. Él corrige también a
ciertos copernicanos que pretenden que todos los cuerpos celestes giran alrededor del Sol.
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3.- LA CINEMÁTICA DEL UNIVERSO. LEYES DE KEPLER
Johannes Kepler (Weil der Stadt,
Alemania, 27 de diciembre de 1571 Ratisbona, Alemania, 15 de noviembre
de 1630), figura clave en la revolución
científica, astrónomo y matemático
alemán; fundamentalmente conocido
por sus leyes sobre el movimiento de
los planetas sobre su órbita alrededor
del sol . Fue colaborador de Tycho
Brahe, a quien sustituyó como
matemático imperial de Rodolfo II.
Brahe fue su maestro, de quien obtuvo
gran cantidad de datos muy precisos, y con los que Kepler pudo elaborar sus leyes del
movimiento planetario, ya que lo datos que Brahe había encontrado para las posiciones de
Marte no se ajustaban a una órbita circular, sino elíptica.
Durante su estancia con Tycho le fue imposible acceder a los datos de los movimientos
aparentes de los planetas ya que Tycho se negaba a dar esa información. Ya en el lecho de
muerte de Tycho y después a través de su familia, Kepler accedió a los datos de las órbitas de
los planetas que durante años se habían ido recolectando. Gracias a esos datos, los más
precisos y abundantes de la época, Kepler pudo ir deduciendo las órbitas reales planetarias.
Afortunadamente, Tycho se centró en Marte, con una elíptica muy acusada, de otra manera le
hubiera sido imposible a Kepler darse cuenta de que las órbitas de los planetas eran elípticas.
Inicialmente Kepler intentó el círculo, por ser la más perfecta de las trayectorias, pero los datos
observados impedían un correcto ajuste, lo que entristeció a Kepler ya que no podía saltarse un
pertinaz error de ocho minutos de arco. Kepler comprendió que debía abandonar el círculo, lo
que implicaba abandonar la idea de un "mundo perfecto". De profundas creencias religiosas, le
costó llegar a la conclusión de que la tierra era un planeta imperfecto, asolado por las guerras,
en esa misma misiva incluyó la cita clave: "Si los planetas son lugares imperfectos, ¿por qué no
deben de serlo las órbitas de las mismas?". Finalmente utilizó la fórmula de la elipse, una rara
figura descrita por Apolonio de Pérgamo una de las obras salvadas de la destrucción de la
biblioteca de Alejandría. Descubrió que encajaba perfectamente en las mediciones de Tycho.
Había descubierto la primera ley de Kepler:

Primera Ley (1609): Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol
describiendo órbitas elípticas, estando el Sol situado en uno de los focos.
Después de ese importante salto, en donde por primera vez los hechos se anteponían a los
deseos y los prejuicios sobre la naturaleza del mundo. Kepler se dedicó simplemente a
observar los datos y sacar conclusiones ya sin ninguna idea preconcebida. Pasó a comprobar la
velocidad del planeta a través de la segunda ley.

Segunda Ley (1609): El radio vector que une el planeta y el Sol barre áreas iguales
en tiempos iguales.
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La ley de las áreas es equivalente a la constancia del momento angular, es decir, cuando el
planeta está más alejado del Sol (afelio) su velocidad es menor que cuando está más cercano al
Sol (perihelio). En el afelio y en el perihelio, el momento angular L es el producto de la masa del
planeta, su velocidad y su distancia al centro del Sol.
Durante mucho tiempo, Kepler solo pudo confirmar estas dos leyes en el resto de planetas. Aun
así fue un logro espectacular, pero faltaba relacionar las trayectorias de los planetas entre sí.
Tras varios años, descubrió la tercera e importantísima ley del movimiento planetario:

Tercera Ley (1618): Para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital
(tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol) es directamente proporcional
al cubo de la distancia media con el Sol.
Donde, T es el periodo orbital, r la distancia media del planeta con el Sol y K la
constante de proporcionalidad.
Esta ley, llamada también ley armónica, junto con las otras leyes permitía ya unificar, predecir y
comprender todos los movimientos de los astros. Marcando un hito en la historia de la ciencia,
Kepler fue el último astrólogo y se convirtió en el primer astrónomo, desechando la fe y las
creencias y explicando los fenómenos por la mera observación.
Movimiento elíptico de Kepler.
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5.- LOS CICLOS DE LAS MAREAS
Las mareas son el movimiento de subida y bajada del nivel de agua del mar que se produce de
forma cíclica dos veces cada día.
Es producido principalmente por las fuerzas gravitatorias que ejercen la Luna y el Sol.
I.HISTORIA DEL MOVIMIENTO DEL MAR
El fenómeno de mareas es conocido desde la antigüedad. Parece ser que Piteas (siglo IV a. C.)
fue el primero en señalar la relación entre la amplitud de la marea y las fases de la Luna así
como su periodicidad. Plinio el Viejo (23-79) en su Naturalis Historia describe correctamente el
fenómeno y piensa que la marea está relacionada con la Luna y el Sol. Mucho más tarde, Bacon,
Kepler y otros trataron de explicar ese fenómeno, admitiendo la atracción de la Luna y del Sol.
Pero fue Isaac Newton en su obra Philosophiae Naturalis Principia Mathematica ('Principios
matemáticos de la Filosofía Natural', 1687) quien dio la explicación de las mareas aceptada
actualmente. Más tarde, Pierre-Simon Laplace (1749-1827) y otros científicos ampliaron el
estudio de las mareas desde un punto de vista dinámico. Isaac Newton realizó varios estudios
científicos del comportamiento de las mareas
y calculó la altura de éstas según la fecha del
mes, la estación del año y la latitud. Más tarde,
Simon Laplace complementó los estudios de
Newton.
Para comprender la evolución de las mareas hay que
tener en cuenta que la Tierra es aproximadamente
una esfera y está rodeada de una capa de agua.
II. MAREAS LUNARES
La Luna, por estar mucho más cerca de la Tierra que el Sol, es la causa principal de las mareas. (Es
conveniente recordar que Isaac Newton mostró que la atracción gravitatoria depende de las masas de los
cuerpos y de la distancia que los separa.)
Las masas de agua, así como todo en la Tierra, están expuestas, además, a la fuerza centrífuga (hacia fuera
de la Tierra) como resultado del movimiento de rotación de la Tierra. El nivel de marea que se produce es,
por tanto, el resultado de la combinación de estas dos fuerzas (centrífuga + gravitatoria).
Así, cuando la Luna está justamente encima de un punto dado de la Tierra, la combinación de estas fuerzas
hace que el agua se eleve sobre su nivel normal. Esto se conoce como marea alta o pleamar. Lo mismo
ocurre con las regiones situadas en el lado opuesto de la Tierra. A la primera se le conoce como marea
directa, mientras que a la segunda se le conoce como marea opuesta. Asimismo, a lo largo de la
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circunferencia formada por las zonas perpendiculares al eje de mareas directa y opuesta se
producen fases de marea baja o bajamar.
Las mareas altas y bajas se alternan en un ciclo continuo. En la mayoría de las costas del mundo se
producen dos mareas altas y dos mareas bajas cada día lunar (su duración media es de 24 hrs., 50 mins.
y 28 segs.).
III. MAREAS SOLARES
Igualmente, el Sol provoca el ascenso de dos crestas de onda opuestas, pero como el Sol está
lejos de la Tierra, su fuerza para crear mareas es un 46% menor que la Luna.
El resultado de la suma de las fuerzas ejercidas por la Luna y el Sol es una onda compuesta por
dos crestas, cuya posición depende de las posiciones relativas del Sol y de la Luna en un
instante dado.
De este modo, durante las fases de Luna nueva y llena -cuando el Sol, la Luna y la Tierra están
alineados- las ondas solar y lunar coinciden creando un estado conocido como mareas de
primavera (spring tides). En éstas, las mareas altas ascienden más y las mareas bajas
descienden más de lo habitual.
Correspondientemente, cuando la Luna está en el primer o tercer cuadrante, el Sol forma un
ángulo recto con respecto a la Tierra que hace que las ondas queden sometidas a fuerzas
opuestas del Sol y de la Luna. Este estado se conoce como el de marea muerta, donde las
mareas altas son más bajas y las mareas bajas son más altas que lo normal.
Las mareas de primavera y muerta se producen 60 horas después de las fases
correspondientes de la Luna, este periodo se llama edad de la marea o de la fase de
desigualdad.
IV. PERIODICIDAD
Como habíamos indicado anteriormente, las mareas altas y bajas se alternan en un ciclo
continuo. Las variaciones producidas de forma natural entre los niveles de marea alta y baja se
conocen como amplitud de la marea.
Si observamos un día completo las oscilaciones del mar podemos comprender mejor este ciclo.
Esto nos permitiría determinar lo siguiente:
El nivel del agua sube (Creciente) hasta llegar a un máximo llamado Pleamar (PM) o "llena".
Luego se mantiene estacionaria por un periodo de tiempo, llamándose Marea Parada.
Posteriormente, comienza a bajar (Vaciante)
hasta llegar a un mínimo llamado Bajamar (BM)
o
"seca",
produciéndose
otro
periodo
estacionario.Este ciclo se repite cada día lunar
(24 hrs., 50 mins., 28 segs.), produciendo dos
mareas altas y dos mareas bajas en cada ciclo.
5.1- EL MOVIMIENTO
CELESTES.
DE
LOS
CUERPOS
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Los datos de Kepler nos permitieron conocer las leyes que rigen el movimiento de los planteas
con respecto al Sol. Pero en el firmamento hay otros sistemas similares, como el que forman los
planetas con algunos satélites.
La ley de la gravitación universal nos permite estudiar el movimiento de todos los cuerpos
celestes y hacer predicciones acerca de su velocidad, su posición o el tiempo que tardarán en
dar una vuelta completa, lo que se conoce como el periodo orbital.
Según la ley de la gravitación universal: Todo objeto en el universo que posea masa ejerce una
atracción gravitatoria sobre cualquier otro objeto con masa, independientemente de la
distancia que los separe. Según explica esta ley, mientras más masa posean los objetos, mayor
será la fuerza de atracción, y paralelamente, mientras más cerca se encuentren entre sí, será
mayor esa fuerza.
Expresando lo anterior en términos formales, esta ley establece que la fuerza que ejerce un
objeto dado con masa m1 sobre otro con masa m2 es directamente proporcional al producto de
las masas, e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa:
Poniendo lo anterior en una fórmula, tenemos:
Donde m1 y m2 son las masas de los dos objetos, d es la distancia que separa sus centros de
gravedad y G es constante de gravitación universal.
Si trabajamos con vectores, tenemos la siguiente fórmula:
Donde
es el vector unitario que va del centro de gravedad del objeto 1 al del objeto 2.
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Todos los cuerpos del Universo se atraen mutuamente con una fuerza (F) que es directamente
proporcional al producto de sus masas (m1, m2) e inversamente proporcional al cuadrado de la
distancia (d) que separa sus centros.
F=G·m1·m2d2
Dos masas cualesquiera del Universo se atraen con una fuerza que disminuye con la distancia
que las separa
La fuerza se produce siempre entre dos cuerpos (atracción gravitatoria), pero muchas veces, por su
pequeño valor no se manifiesta.
G es la constante de la gravitación universal. Es independiente del medio, y vale:
G = 6 , 67 · 10 - 11 N · m 2 k g 2
Este valor tan pequeño es responsable de la reducida intensidad de esta fuerza cuando se compara
con el resto de interacciones (la fuerza eléctrica, por ejemplo, es 1036 veces más intensa).
La ley es universal porque afecta a todos los cuerpos con masa. Antes de su formulación se creía que
la interacción entre cuerpos celestes era diferente de la interacción entre
cuerpos terrestres.
Fuerza gravitatoria sobre una masa m
Fuerza gravitatoria en función de la distancia que separa dos masas
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5.2- EL MOVIMIENTO DE SATÉLTES ARTIFICIALES
Las tecnologías más recientes han permitido enviar al espacio satélites artificiales que sirven
para conocer otros ámbitos del espacio exterior y para facilitar las comunicaciones o las
predicciones meteorológicas.
El origen de los satélites artificiales está íntimamente ligado al desarrollo de los cohetes que
fueron creados, primero, como armas de larga distancia; después, utilizados para explorar el
espacio y luego, con su evolución, convertidos en instrumentos para colocar satélites en el
espacio.
En 1957 la antigua Unión Soviética lanzó al espacio su primer satélite artificial, el Sputnik 1, al
que le seguirían ortos más. Poco tiempo después, Estados Unidos, en su carrera espacial, llevó a
cabo otras misiones espaciales cada vez más perfeccionadas.
Podemos empezar por recurrir a la definición que nos da el diccionario: "Son ingenios lanzados
por un cohete, que pasan a describir una órbita alrededor de la Tierra o de otro astro"
(diccionario enciclopédico El Pequeño Larousse) ;o bien, la que encontramos en el Universum,
el Museo de las Ciencias de la Universidad Nacional Autónoma de México (UNAM): "Un satélite
es un cuerpo que gira alrededor de otro. La Tierra tiene un satélite natural y cerca de 9 mil
satélites artificiales".
Con estos artefactos de percepción remota se puede observar una gran extensión de terreno,
pues están muy por encima de donde circulan normalmente los aviones y permiten fotografiar
toda la cordillera del Himalaya o de los Andes; conocer el curso de las aguas, desde una
pequeña corriente hasta su gran desembocadura en el océano; o explorar y mostrar áreas
inaccesibles, como las heladas regiones de los polos y las profundidades marinas, sólo por dar
algunos ejemplos.
Tipos de
órbita
Altura sobre el nivel
del mar
Velocidad
del satélite
Órbita baja
250-1 500 km
25 000-28
000 km/hr.
Órbita polar
500-800 km sobre el
eje polar
26 600-27
300 km/hr.
Órbita geoestacionaria
35 786 km sobre el
Ecuador
11 000
km/hr.
Órbita
elíptica
Perigeo (cuando está
más cerca de la Tierra)
200- 1 000 km Apogeo
(cuando está más lejos)
~ 39 000 km
~34 200
km/hr.
Función del satélite
Ventajas

Comunicaciones y
Poco retraso en las
observación de la Tierra. comunicaciones. Se requiere
menor potencia.


Clima
Navegación.




Comunicaciones
Clima.
Navegación
GPS.

Comunicaciones
~5 400
km/hr.
Página
17
Están perpendiculares sobre la
línea del Ecuador, por lo que
pueden observar distintas
regiones de la Tierra.
Al dar la vuelta a la Tierra a su
misma velocidad, siempre
observa el mismo territorio
Servicios a grandes latitudes.
En el siglo XX, la humanidad dio los primeros pasos en la conquista del espacio. El primer logro
fue viajar más allá de la atmósfera, orbitar alrededor del planeta y contemplarlo desde el
espacio. El siguiente reto, visitar la Luna y los planetas más cercanos.
CARRERA ESPACIAL
ANTES DE 1957
Nikita Kruzhev, máximo dirigente soviético, impulsó la investigación en materia de cohetes
durante la guerra fría. Al mismo tiempo, en EE.UU., también se investigaba sobre cohetes
balísticos. Esto se convirtió pronto en una conquista del espacio
OCTUBRE DE 1957
El primer gran hito de la carrera espacial. La Unión Soviética lanza el cohete Semiorka para
poner en órbita el primer satélite artificial, el Sputnik. Una simple esfera metálica de 83 Kg.
NOVIEMBRE DE 1957
A bordo del Sputnik 2, un satélite de más de 500 Kg viajó la perra Laika. Fue el primer ser vivo
en el espacio…, y también la primera víctima de la carrera espacial.
ENERO DE 1958
Primer satélite artificial americano en órbita, el Explorer I. Fue lanzado por un cohete.
ENERO-SEPTIEMBRE DE 1959
El 2 de enero de 1958 es lanzada la zona Luna. El 12 de septiembre del mismo año se lanza la
sonda Luna 2, que se convirtió en la primera nave espacial que llegó a otro astro.
OCTUBRE DE 1959
La humanidad contempla por primera vez la cara oculta de la luna.
ABRIL DE 1961
Yuri Gagarin se convierte en el primer hombre del espacio a bordo de la nave Vostok I, orbitó la
Tierra en un vuelo espacial de solo 89 minutos.
JUNIO DE 1963
Valentina Tereshkova es la primera mujer en el espacio. La cosmonauta partió de la nave
Vostok 5 y orbitó 48 veces la Tierra.
JULIO 1969
El 21 de julio de 1969, Armstrong y Aldrin descendieron a la superficie del satélite con un
módulo lunar, mientras que el tercer astronauta, Collins, permanecía en órbita a bordo del
módulo de servicio.
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18
TIPOS DE SATÉLITES
TELECOMUNIACIONES
PRONÓSTICO METEOROLÓGICO
Se emplean para transmitir Se utilizan para hacer predicciones
información de un punto a otro de meteorológicas. Son de gran ayuda
la Tierra.
a la hora de predecir huracanes y
evacuar posibles zonas afectadas.
Los Astra son un conjunto de
satélites geoestacionarios, que se Los satélites de la serie Meteosat
emplean para transimir señal de siguen la órbita geoestacionaria
televisión.
sobre el océano Atlántico.
LOCALIZACIÓN
Permiten conocer la posición de
objetos sobre la Tierra. Destaca el
sistema americano GPS y el
desarrollado por Rusia, GLONASS.
También hay un sistema europeo,
Galileo, que posiblemente entre en
funcionamiento en 2014.
OBSERVACIÓN ESPACIAL
Son grandes etlescopios espaciales
que sirven para estudiar el espacio
exterior. Desde el espacio la visión
es más nítida puesto que no existe
el aire de la atmósfera.
OBSERVACIÓN TERRESTRE
Observan la Tierra con finalidad
científica, militar o espía. Se
emplean para predecir catástrofes.
El satélite LandSat orbita la tierra a
unos 700 km de altura y un periodo
de 100 minutos.
ESTACIONES ESPACIALES
Son satélites destinados a estar
habitados por personas en tareas
de investigación.
Las primeras fueron las rusas
Salyut y MIR. La ISS es un proyecto
El Hubble es el más conocido y que en común de las 5 agencias
ha
obtenido
imágenes espaciales más importantes.
espectaculares
El movimiento de los satélites alrededor de la Tierra se basa en los mismos principios que el
movimiento de los cuerpos celestes que estudiamos en el apartado anterior. La velocidad de
giro del satélite y su periodo orbital dependen de la altura a la que se encuentra, y no de la
masa del satélite. Cuanto más alto esté situado, menor será su velocidad y mayor será su
periodo orbital. La altura a la que es encuentran depende de la utilidad que se le vaya a dar al
satélite.
También se han enviado sondas más allá del Sistema Solar. Un ejemplo es la sonda Voyager. En
enero de 2005, las dos sondas Voyager, las naves espaciales
que más lejos han llegado, sobrepasaron los 10.000 días de
operación. Fueron lanzadas en 1977. En 1990 la misión
Voyager de exploración planetaria se convirtió oficialmente en
la primera misión interestelar. El 14 de febreo se recibió la
última imagen de una sonda Voyager, el retrato del Sistema
Solar en conjunto. Ambas sondas llevan consigo un disco de
oro con una selección de hora y media de duración de música
proveniente de varias partes y culturas del mundo, saludos en
55 idiomas humanos, un saludo del entonces Secretario
General de las Naciones Unidas y el ensayo Sonidos de la
Tierra, que es una mezcla de sonidos característicos del
planeta. También contiene 115 imágenes (+1 de calibración)
donde se explica en lenguaje científico la localización del Sistema Solar, las unidades de medida
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19
que se utilizan, características de la Tierra y características del cuerpo y la sociedad humana.
Este disco fue ideado por un comité científico presidido por el astrónomo Carl Sagan quien,
refiriéndose al mensaje, asegura que su objetivo principal no es el ser descifrado, por el hecho
de que su simple existencia pone de manifiesto la existencia de los humanos, así como sus
esfuerzos por contactar a otras especies inteligentes que pudiesen existir fuera del Sistema
Solar.
Un punto azul pálido es una fotografía de
la Tierra tomada por la nave espacial
Voyager 1 a una distancia de 6.000 millones
de kilómetros y el título de un libro de Carl
Sagan inspirado en esta fotografía. Muestra
la Tierra como una mota de luz casi
imperceptible por el fulgor del Sol. La foto
fue tomada el 14 de febrero de 1990. En
2001 fue seleccionada por Space.com como
una de las mejores diez fotos científicas del
espacio de la historia.
Mira ese punto. Eso es aquí. Eso es casa. Eso es nosotros. En
él se encuentra todo aquel que amas, todo aquel que conoces,
todo aquel del que has oído hablar, cada ser humano que
existió, vivió sus vidas. La suma de nuestra alegría y
sufrimiento, miles de confiadas religiones, ideologías y doctrinas económicas, cada cazador y recolector, cada héroe y cobarde, cada
creador y destructor de la civilización, cada rey y cada campesino, cada joven pareja enamorada, cada madre y padre, cada
esperanzado niño, inventor y explorador, cada maestro de moral, cada político corrupto, cada “superestrella”, cada “líder supremo”, cada
santo y pecador en la historia de nuestra especie vivió ahí – en una mota de polvo suspendida en un rayo de luz del sol.La Tierra es un
muy pequeño escenario en una vasta arena cósmica. Piensa en los ríos de sangre vertida por todos esos generales y emperadores,
para que, en gloria y triunfo, pudieran convertirse en amos momentáneos de una fracción de un punto. Piensa en las interminables
crueldades visitadas por los habitantes de una esquina de ese pixel para los apenas distinguibles habitantes de alguna otra esquina; lo
frecuente de sus incomprensiones, lo ávidos de matarse unos a otros, lo ferviente de su odio. Nuestras posturas, nuestra imaginada
auto-importancia, la ilusión de que tenemos una posición privilegiada en el Universo, son desafiadas por este punto de luz pálida.
Nuestro planeta es una mota solitaria de luz en la gran envolvente oscuridad cósmica. En nuestra oscuridad, en toda esta vastedad, no
hay ni un indicio de que la ayuda llegará desde algún otro lugar para salvarnos de nosotros mismos.
La Tierra es el único mundo conocido hasta ahora que alberga vida. No hay ningún otro lugar, al menos en el futuro próximo, al cual
nuestra especie pudiera migrar. Visitar, sí. Colonizar, aún no. Nos guste o no, en este momento la Tierra es donde tenemos que
quedarnos.
Se ha dicho que la astronomía es una experiencia de humildad y construcción de carácter. Quizá no hay mejor demostración de la
tontería de los prejuicios humanos que esta imagen distante de nuestro minúsculo mundo. Para mí, subraya nuestra responsabilidad de
tratarnos los unos a los otros más amablemente, y de preservar el pálido punto azul, el único hogar que jamás hemos conocido
Página
20
6.-EL UNIVERSO ACTUAL
6.1-EL NUEVO SISTEMA SOLAR
Los descubrimientos realizados en el siglo XX pusieron de manifiesto que ni el Sol, ni la Tierra,
ni la propia Vía Láctea se encuentran en el centro del Universo. Y, además, éste, es más
dinámico de los que pensábamos. El modelo copernicano situaba al Sol en el centro del
Universo, postura que mantuvieron astrónomos tan importantes como Johannes Kepler e Isaac
Newton. Más tarde, los estudios de Harlow Shapley y Walter Baade demostraron que el Sol era
una estrella más de la galaxia conocida como Vía Láctea. Y, además, se supo entonces que se
encontraba desplazado hacia la periferia de nuestra galaxia… muy lejos del centro del
Universo, si es que éste existe.
En 2006 la Unión Astronómica Internacional acordó una nueva definición de planeta. A partir
de entonces, Plutón dejó de ser considerado un planeta y pasó a llamarse planeta enano.
Según esta definición, el Sistema Solar está formado por:

El Sol. Es la estrella alrededor de la cual giran los planetas, planetas enanos y demás astros del
Sistema Solar.

Los planetas. Son astros que giran en torno al Sol, con forma redonda y que en su órbita no existen
astros de un tamaño comparable a ellos. Estos planetas son Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter,
Saturno, Urano y Neptuno.

Los planetas enanos. Son astros que giran en torno al sol y que en sus inmediaciones orbitan otros
astros de un tamaño comparable al suyo. Por ejemplo, Plutón se encuentra en el cinturón de Kuiper

Los cuerpos pequeños del Sistema Solar. En esta categoría se encuentran muchos cuerpos como el
cometa Halley.
Periodo
Periodo
Radio
de
Satélites
orbital
Imagen
orbital(UA)
rotación naturales
(años)
(días)
Planeta
enano
Diámetro Diámetro
Masa
medio
Km
Ceres
0,074
952,4
0,00016 2,766
4,599
Plutón
0,22
2302
0,82
247,92 -6,3872 3
Haumea
0,09
0,0007 43,335
285,4
0,167
2
Makemake 0,12
0,0007 45,792
309,9
?
0
Eris
0,0028 67,668
557
?
1
0,19
39,482
Página
21
0,3781
0
CARACTERÍSTICAS
PLANETAS
ENANOS
CARACTERÍSTICAS PLANETAS DEL SISTEMA SOLAR
Planeta
Periodo
Diámetro
Radio
Periodo orbital
Masa
de rotación Satélites naturales Imagen
ecuatorial
orbital(UA)
(años)
(días)
Mercurio
0,382
0,06
0,38
0,241
58,6
0
Venus
0,949
0,82
0,72
0,615
243
0
Tierra*
1,00
1,00
1,00
1,00
1,00
1
Marte
0,53
0,11
1,52
1,88
1,03
2
Júpiter
11,2
318
5,20
11,86
0,414
63
Saturno
9,41
95
9,55
29,46
0,426
61
Urano
3,98
14,6
19,22
84,01
0,718
27
Neptuno
3,81
17,2
30,06
164,79
0,671
13
Página
22
6.2-LOS PLANETAS EXTRASOLARES O EXOPLANETAS
Desde hace algo más de una década las técnicas de observación han avanzado mucho. Esto ha
permitido descubrir planetas que giran alrededor de otras estrellas. Estos planetas se llaman
extrasolares o exoplanetas.
En 1995 Michel Mayor y Didier Queloz descubrieron mediante métodos de detección indirectos
el primer planeta extrasolar orbitando una estrella en la secuencia principal. Desde entonces se
han sucedido en ritmo creciente los descubrimientos de nuevos planetas. Hasta enero de 2010
se han descubierto 363 sistemas planetarios que contienen un total de 429 cuerpos
planetarios. Cuarenta y cinco de estos sistemas son múltiples y 19 de estos planetas están por
encima de las 13 MJ (1 MJ es la masa de Júpiter) por lo que muy probablemente sean enanas
marrones.
6.3-EL UNIVERSO ACTUAL. LA GRAN EXPLOSIÓN (BIG BANG)
En 1924, el astrónomo Edwin P.Hubble descubrió que algunas nebulosas no eran nubes de polvo y
gas, sino que eran galaxias distintas de la Vía Láctea.
Analizando los datos conocidos de algunas galaxias, en 1929 Hubble comprobó que la mayoría se
estaban alejando. Además, la velocidad de alejamiento era mayor cuanto más lejos se encontraban
algunas galaxias.
La ley de Hubble es una ley de cosmología física que establece que el corrimiento al rojo de
una galaxia es proporcional a la distancia a la que ésta se encuentra. La ley fue formulada por
Edwin Hubble y su colaborador Milton Humason en 1929 después de cerca de una década de
observaciones. Es considerada como la primera evidencia observacional del paradigma de la
expansión del universo. y actualmente sirve como una de las piezas más citadas como prueba
de soporte del Big Bang, según la Ley de Hubble, una medida de la inercia de la expansión del
universo viene dada por la Constante de Hubble. A partir de esta relación observacional se
puede inferir que las galaxias se alejan unas de otras a una velocidad proporcional a su
distancia, relación más general que se conoce como relación velocidad-distancia y que a veces
es confundida con la ley de Hubble. Los cálculos más recientes de la constante, utilizando los
datos del satélite WMAP, empezaron en 2003, permitieron dar el valor de 71 ± 4(km/s)/Mpc
para esta constante. En 2006 los nuevos datos aportados por este satélite dieron el valor de 70
(km/s)/Mpc, +2.4/-3.2. De acuerdo con estos valores, el universo tiene una edad próxima a los
14.000 millones de años. En agosto de 2006, una medida menos precisa se obtuvo
independientemente utilizando datos del Observatorio de rayos X Chandra orbital de la NASA:
77 ± 15%(km/s)/Mpc.
La ley de Hubble puede escribirse:
c z=H0 D, siendo
z el corrimiento al rojo, un número sin dimensiones
Página
23
c la velocidad de la luz
D la distancia actual a la galaxia (en mega pársec Mpc).
H0 la constante de Hubble en el momento de la observación
Y la relación velocidad-distancia --más general y muchas veces confundida con la ley de
Hubble-- puede formularse como
v=H D, siendo
v la velocidad de recesión debida a la expansión del universo (generalmente en km/s)
D la distancia actual a la galaxia (en mega pársec Mpc).
H la constante de Hubble
La relación velocidad-distancia puede derivarse suponiendo que el universo es homogéneo (las
observaciones realizadas desde todos los puntos son las mismas) y se expande (o contrae).
Si la velocidad peculiar de una galaxia es V entonces la relación velocidad-distancia debe
escribirse
v=H D + V
El valor del parámetro de Hubble cambia con el tiempo aumentando o disminuyendo
dependiendo del signo del llamado parámetro de deceleración q que es definido por:
Se han obtenido muchos valores y datos con esta ley. Estos descubrimientos apoyaron a una
teoría sobre el origen del universo que es la que está más de acuerdo con las evidencias
experimentales: la teoría del big bang o la gran explosión. Si como dice la ley, las distintas
galaxias se están expandiendo, cabe esperar que toda la materia, hace mucho tiempo, estuviera
concentrada en un solo punto.
TEORÍA DEL BIG BANG
En cosmología física, la teoría del Big Bang o teoría de la gran explosión es un modelo
científico que trata de explicar el origen del Universo y su desarrollo posterior a partir de una
singularidad espaciotemporal. Técnicamente, se trata del concepto de expansión del Universo
desde una singularidad primigenia, donde la expansión de éste se deduce de una colección de
soluciones de las ecuaciones de la relatividad general, llamados modelos de FriedmannLemaître - Robertson - Walker. El término "Big Bang" se utiliza tanto para referirse
específicamente al momento en el que se inició la expansión observable del Universo
Página
24
(cuantificada en la ley de Hubble), como en un sentido más general para referirse al paradigma
cosmológico que explica el origen y la evolución del mismo.
Para llegar al modelo del Big Bang, muchos científicos, con diversos estudios, han ido
construyendo el camino que lleva a la génesis de esta explicación. Los trabajos de Alexander
Friedman, del año 1922, y de Georges Lemaître, de 1927, utilizaron la teoría de la relatividad
para demostrar que el universo estaba en movimiento constante.
Friedmman, aunque encontró sólo uno, existen en realidad tres tipos de modelos que obedecen
a las dos suposiciones fundamentales de Friedmman. En el primer tipo que encontró
Friedmann, el universo se expande lo suficiente lento como para que la atracción gravitatoria
entre las diferentes galaxias sea capaz de frenar y finalmente detener la expansión. Las galaxias
entonces empiezan a acercar las unas a las otras y el universo se contrae. La figura 3.2 muestra
cómo cambia conforme avanza el tiempo. En el segundo tipo de solución, el universo se
expande tan rápidamente que la atracción gravitatoria no puede pararlo, aunque sí lo frena un
poco. En la figura 3.3 se muestra la separación. Empieza en cero y con el tiempo sigue
aumentando, pues las galaxias continúan separándose, con una velocidad estacionaria. Por
último, existe un tercer tipo de solución, en el que el universo se está expandiendo solo con la
velocidad justa para evitar colapsarse, la separación empieza en cero y sigue aumentando
hasta siempre. Sin embargo, la velocidad con las que las galaxias se están separando se hace
cada vez más pequeña, aunque nunca llega a ser nula.
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25
Una característica notable del primer tipo de modelo de Friedmann es que, en él, el universo no
es infinito en el espacio, aunque tampoco tiene ningún límite. La gravedad es tan fuerte que el
espacio se curva cerrándose sobre sí mismo, resultando parecido a la superficie de la Tierra.
Todas las soluciones de Friedmann comparten el hecho de que en algún tiempo pasado, entre
diez y veinte mil millones de años, la distancia entre galaxias vecinas debe haber sido cero. En
aquel instante, al que llamamos big bang, la densidad del universo y la curvatura del espaciotiempo habrían sido infinitas. Dado que las matemáticas no pueden manejar realmente
números infinitos, esto significa que la teoría de la relatividad general, en la que se basan las
soluciones de Friedmann, predice que hay un punto en el universo en donde la teoría en si
colapsa. Tal punto es un ejemplo de lo que los matemáticos llaman una singularidad. Todas
nuestras teorías científicas están formuladas bajo la suposición de que el espacio-tiempo es
uniforme y casi plano, de manera que ellas dejan de ser aplicables en la singularidad del big
bang, donde la curvatura del espacio-tiempo es infinita. Ello significa que aunque hubiese
habido acontecimientos anteriores al big bang, no se podrían utilizar para determinar lo que
sucedería después. Si, como es el caso, solo sabemos lo que ha sucedido después del big bang,
no podremos determinar lo que sucedió antes. A mucha gente no le gusta la idea de que el
tiempo tenga un principio, probablemente porque suena a intervención divina.
Históricamente, han surgido varios problemas dentro de la teoría del Big Bang. Algunos de
ellos sólo tienen interés histórico y han sido evitados, ya sea por medio de modificaciones a la
teoría o como resultado de observaciones más precisas. Otros aspectos, como el problema de la
penumbra en cúspide y el problema de la galaxia enana de materia oscura fría, no se
consideran graves, dado que pueden resolverse a través de un perfeccionamiento de la teoría.
Algunos problemas son los siguientes:
Cuestiones importantes que se dejan sin contestar:
1. ¿Por qué estaba el universo primitivo tan caliente?
2. ¿Por qué pes el universo tan uniforme a gran escala?
3. ¿Por qué comenzó el universo con una velocidad de expansión tan próxima a la
velocidad critica que separa los modelos que se colapsan de nuevo de quillos que se
expansionan indefinidamente, de modo que incluso ahora, diez mil millones de años
después, está todavía expandiéndose aproximadamente a velocidad critica? Si la
velocidad de expansión un segundo después del big bang hubiese sido menor, incluso en
una parte, en cien mi billones, el universo se habría colapsado de nuevo antes de que
hubiese alcanzado nunca su tamaño actual
4. El universo contiene irregularidades locales, tales como estrellas y galaxias. Se piensa
que éstas se han desarrollado a partir de pequeñas diferencias de una región a otra en la
densidad del universo primitivo ¿Cuál fue el origen de esas fluctuaciones de densidad?
La teoría de la relatividad general, por sí misma, no puede explicar esas características o
responder a esas preguntas, debido a su predicción de que el universo comenzó con una
densidad infinita. En la singularidad, la relatividad general y todas las demás leyes físicas
fallarían: no se podría predecir qué saldría de la singularidad. El espacio-tiempo tendría
una frontera, un comienzo en el big bang. Una posibilidad es lo que se conoce como
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26
condiciones del contorno caóticas. Éstas suponen implícitamente bien que el universo es
espacialmente infinito o bien que hay infinitos universos. Bajo condiciones de contorno
caoticas, la probabilidad de encontrar una región particular cualquiera del espacio en una
misma configuración dada cualquiera, justo después del big bang, es la misma, en cierto
sentida, que la probabilidad de encontrarla en cualquier otra configuración: el estado inicial
del universo se elige puramente al azar.
Si el universo estuviese realmente en un estado cuántico, no habría singularidades en la
historia tira del universo en el tiempo imaginario. Podría parecer, por lo tanto, que el trabajo
de Hawkings hubiese anulado completamente los resultaos del trabajo previo sobre las
singularidades. Se condujo a la idea de que el universo podría ser finito en el tiempo
imaginario, pero sin fronteras o singularidades. El pobre astronauta que cayera en un agujero
negro sigue acabando mal; solo que si viviese en el tiempo imaginario, no encontraría ninguna
singularidad.
Esto podría sugerir que el tiempo llamado imaginario es realmente el tiempo real, y o que
nosotros llamamos tiempo real es solo una quimera. En el tiempo real, el universo tiene un
principio y un final en singularidades que forman una frontera para el espacio-tiempo y en las
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27
que las leyes de la ciencia fallan. Pero en el tiempo imaginario no hay singularidades o
fronteras. Pero de acuerdo con el punto de vista que una teoría científica es justamente un
modelo matemático que construimos para describir nuestras observaciones: existe únicamente
en nuestras mentes. Por lo tanto, no tiene sentido preguntarse: ¿qué es lo real o lo imaginario?
También puede utilizarse la suma sobre historias, junto con la propuesta de ninguna frontera,
para averiguar que propiedades del universo es probable que se den juntas. Por ejemplo,
puede calcularse la probabilidad de que el universo se esté expandiendo aproximadamente a la
misma velocidad en todas las direcciones en un momento en que la densidad del universo
tenga su valor actual. En los modelos simplificados que han sido examinados hasta ahora, esta
probabilidad resulta ser alta; esto es, la condición propuesta de falta de frontera conduce a la
predicción de que es extremadamente probable que la velocidad actual de expansión del
universo sea casi la misma en todas las direcciones. Esto es consistente con las observaciones
de la radiación de fondo de microondas, la cual muestra casi la misma intensidad en cualquier
dirección. Si el universo estuviese expandiéndose más rápidamente en unas direcciones que en
otras, la intensidad de la radicación de esas direcciones estaría reducida por un
desplazamiento adicional hacia el rojo.
Actualmente se están calculando predicciones adicionales a partir de la condición de que no
exista ninguna frontera. Un problema particularmente interesante es el referente al valor de las
pequeñas desviaciones respecto a la densidad uniforme en el universo primitivo, que
provocaron la formación de las galaxias primero, de las estrellas después, y finalmente, de
nosotros. El principio de incertidumbre implica que el universo primitivo no pudo haber sido
completamente uniforme, debido a que tuvieron que existir algunas incertidumbres o
fluctuaciones en las posiciones y velocidades de las partículas. Si utilizamos la condición de que
no haya ninguna frontera, encontramos que el universo tuvo, de hecho, que haber comenzado
justamente con la mínima no uniformidad posible, permitida por el principio de incertidumbre.
El universo habría sufrido entonces un periodo de rápida expansión, como en los modelos
inflacionarios. Durante ese periodo, las no uniformidades iniciales se habrían amplificado hasta
hacerlo lo suficientemente grandes como para explicar el origen de las estructuras que
observamos a nuestro alrededor. En un universo en expansión en el cual la densidad de
materia variase ligeramente de un lugar a otro, la gravedad habría provocado que las regiones
mas densas frenasen su expansión y comenzasen a contraerse Ello conduciría a la formación de
galaxias, estrellas y finalmente de criaturas tan insignificantes como nosotros mismos. De este
modo, todas las complicadas estructuras que vemos en el universo podrían ser explicadas
mediante la condición de ausencia de frontera para el universo, junto con el principio de
incertidumbre de la mecánica cuántica.
La idea de que espacio y tiempo puedan formar una superficie cerrada sin frontera tiene
también profundas implicaciones sobre el papel de Dios en los asuntos del universo. Con el
éxito de las teorías científicas para describir acontecimientos, la mayoría de la gente ha llegado
a creer que dios permite que el universo evolucione de acuerdo con un conjunto de leyes, en la
que el no interviene para infringirlas. Sin embargo, las leyes no nos dicen que aspecto debió
tener el universo cuando comenzó; todavía dependería de Dios dar cuerda al reloj y elegir la
forma de ponerlo en marcha. En tanto en cuanto el universo tuviera un principio, podríamos
suponer que tuvo un creador. Pero si el universo es realmente autocontenido, si no tiene
ninguna frontera o borde, no tendría ni principio ni final; simplemente seria. ¿Qué lugar queda,
entonces, para un creador?
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BIBLIOGRAFÍA:




ENCICLOPEDIA DEL ESTUDIANTE. SANTILLANA. TOMO 10. CIENCIAS DE LA TIERRA Y DEL UNIVERSO
EL UNIVERSO EN UNA CÁSCARA DE NUEZ. STEPHEN HAWKINGS
HISTORIA DEL TIEMPO, DEL BIG BANG A LOS AGUJEROS NEGROS. STEPHEN W.HAWKINGS
INTERNET:
 Wikipedia
 http://www.ciberhabitat.gob.mx/medios/satelites/artificiales/que_es.htm
 http://www.monografias.com/trabajos10/mare/mare.shtml
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29