Escuela secundaria tcnica #57

Ciencias 2

Bloque 5

El universo

Maestro:

Jorge Alberto meja andra

Alumno:

Hugo Sal contreras Galindo

Grado:

2

Grupo:

F

Fecha:

11 de junio de 2015

Historia del universo

El universo nace en circunstancias desconocidas. Segn los conocimientos cientficos del Bing Bang, surgi de una singularidad, un punto de densidad infinita en el que explotan las leyes del espacio y del tiempo.

Las teoras actuales apuntan ana era de inflacin rpida; una expansin tan acelerada que supero la velocidad de la luz. Es posible que el universo, en principio del tamao de una bola diminuta de menos de un milmetro, se haya expandido mucho ms all de las distintas que en la actualidad pueden observar nuestros telescopios ms potentes.

La fuerza primitiva que se mueve dejando una serie de partculas elementales electrones, quarks, gluones, y neutrinos que sobrevienen en un entorno con temperaturas elevadsimas (1027c). Agotada, la fuerza primitiva del universo se disuelve en gravedad y otras fuerzas que actan a nivel nuclear. Se aplican ya las leyes de Einstein. El universo sigue expandindose y enfrindose.

La temperatura desciende hasta mil billones de grados centgrados. Aparecen las cuatro fuerzas elementales de la fsica: la gravedad, la fuerza nuclear fuerte, la fuerza nuclear dbil y el electromagnetismo. Ha llegado la hora de la creacin de partculas ms complejas.

Los quarks empiezan a formar grupos de tres, dando lugar a los primeros protones y neutrones, la estructura bsica de los tomos. La materia y la antimateria chocan e inician su destruccin mutua, dejando por alguna razn desconocida un resto de materia pura. La temperatura del universo ha descendido hasta mil millones de grados centgrados.

Neutrones y protones se combinan para formar los ncleos ms bsicos del tomo: los de hidrogeno, helio y litio. El universo se enfra a una velocidad tan extraordinaria que no queda calor suficiente para formar elementos ms pesados.

La luz no logra llegar al universo primitivo a causa de su espesa mezcla de electrones protones (propagadores de luz y otras ondas energticas). Al llegar a 3000C, los elementos consiguen finalmente conectarse a la estructura bsica del tomo, liberando fotones y

creando la primera seal electromagntica del universo (todava hoy se sigue oyendo su rastro). El espacio es ahora transparente.

La era csmica oscura concluye con la formacin de las primeras estrellas del universo en medio de densas nubes de gas. Compactado por la gravedad, el hidrogeno que contienen esas estrellas se funde en helio, derramando luz y calor en el espacio. Violentas y calurosas reacciones nucleares van generando nuevo elementos. Se forman as el carbono, el oxgeno y el magnesio. Estrellas gigantes, llamadas supernovas, expiran con tremendas explosiones y liberando materia pesada a travs de las galaxias en evolucin.

Se forman nuestro sol a la vez que los planetas del sistema solar, posiblemente a raz del cataclismo provocado por una supernova, que fue produciendo acumulaciones graduales de polvo, piedra, y gas hasta convertirse en cuerpos esfricos. En los planetas cercanos al sol (mercurio, Venus la tierra), la mayora del gas ligero se ha quemado, dejando en la tierra una mezcla compuesta principalmente por hierro, nquel, carbono, oxgeno y magnesio. Los planetas ms distantes como Jpiter y Saturno, siguen siendo gigantescos globos de gas ligero.

Las primeras clulas empiezan a poblar la tierra. Segn las antiguas teoras los componentes fundamentales de la vida, como los aminocidos, procedan de la accin de relmpagos sobre una mezcla primitiva de agua, metano e hidrogeno. Las teoras contemporneas sostienen que los asteroides que cayeron en la tierra pudieron traer consigo las simientes de la vida orgnica.

Los organismos multicelulares se propagan, ayudados por el inicio de la reproduccin sexual. Los primeros vertebrados aparecen, seguidos por los dinosaurios, los reptiles, los mamferos y los vegetales. Hace unos cinco millones de aos, varias especies de homnidos empiezan a vivir en frica. El Homo Sapiens hace ms de 100.000 aos, y con l surgen la lengua, la cultura y la sociedad humana.

Culturas por las cuales fue visto

Los seres humanos, desde la antigedad observaban el cielo y los fenmenos

celestes asombrados de su inmensidad Los asirios, babilonios, caldeos y

sumerios, nos legaron, los primeros conocimientos sobre el universo que

recibimos y conocemos por la difusin cultural de los griegos. Tambin otros

pueblos antiguos estudiaron la astronoma y cosmologa como los egipcios y

del lejano oriente, los chinos, japoneses y los hindes.

Los pueblos antiguos crean al universo poblado de fuerzas divinas y de

monstruos, dragones y gigantes, en la Grecia clsica se crea que el mundo

surgi de un caos primero predecesor de un caos ms ordenado por la fuerza de

dioses, Atribuyan a la diosa Gea, ser madre de la creacin que surgi de la

obscuridad y fundo una dinasta de dioses que dirigan el mundo desde su

residencia en el Olimpo.

En frica los Bambara tenan unos conocimientos de la Astronoma y de Sirio

que en un tiempo pasado los investigadores ante una cultura primitiva, tan

avanzada en Astronoma, creyeron poda ser cierta la leyenda de que desde Sirio

haban recibido a extraterrestres que les haban informado de tales

conocimientos.

En el nuevo Mundo, los mayas lograron importantes desarrollos en los

conocimientos celestes, Los incas se consideraban descendientes del Sol y los

aztecas adoraban al dios Huitzilopochtli joven guerrero, smbolo del Sol que

amaneca cada maana enfrentndose en lucha con sus hermanas, las estrellas,

y su hermana, la Luna, para que se retirasen y as imponer su reinado diurno.

Moria al atardecer y tras recuperar fuerzas, volva a la madre Tierra, para

renovar el ciclo cada da.

Para los babilonios la Tierra era una inmensa montaa hueca semi-sumergida

en los ocanos, bajo los cuales moran los muertos. Sobre la Tierra estaba el

firmamento, la bveda majestuosa del cielo, que divida las aguas del ms all

de las que nos rodean.

En las tribus primitivas de la India, tenan creencias de que la Tierra era una

enorme bandeja de t que reposaba sobre tres inmensos elefantes, los que a su

vez estaban sobre el caparazn de una tortuga gigante.

Para los antiguos egipcios el cielo era una versin etrea del Nilo, por el cual el

dios Ra (el Sol) navegaba de Este a Oeste cada da, retornando a su punto de

partida a travs de los abismos subterrneos donde moran los muertos; los

eclipses eran provocados por ataques de una serpiente a la embarcacin de Ra.

A medida que fue evolucionando el conocimiento de los astrlogos mediante

la observacin su conciencia adquiri dominio observando, en ocasiones

suponiendo o estimando sus creencias. La civilizaciones antiguas, estudiaron la

esfera terrestre, cuadricularon la esfera celeste, ordenaron las estrellas,

descubrieron los movimientos de los cometas, que se repetan en ciclos por lo

que hicieron previnieron de los eclipses del Sol y de la Luna. Los astrlogos

dominaban a los inocentes ciudadanos, hacindoles creer que sus poderes

procedentes de dioses y que podan dominar el espacio con su mediacin.

La cosmolgica de los egipcios, calderos y babilonios, imaginaban la estrella

Polar, como extremo de un eje a cuyo alrededor, giran las constelaciones,

alineada en la direccin de la galera que lleva a la cmara nupcial de la Gran

Pirmide, la orientacin de sta y otras notables construcciones y diversos

documentos, sealaron a las civilizaciones posteriores algo de los

conocimientos de aquellos pueblos.

Los calendarios aztecas hablaron tambin de un saber cuya profundidad aun no

entendemos. Los mayas, habitantes de la pennsula de Yucatn y partes de las

actuales Guatemala y Honduras, consiguieron un desarrollo extraordinario en

astronoma. Es famoso su calendario, elaborado hace ms de veinte siglos y

que est basado en un profundo y eficaz estudio de los desplazamientos de la

Luna y la Gran Estrella noh ek (Venus) respecto del Sol. El ao maya difiere

del actual en menos de cinco minutos, en tanto que el calendario romano, de la

misma poca, se equivoca en unos diez a once minutos al ao.

La investigacin cientfica, fue sustituyendo los mitos sobre dioses por

mecanismos en las creencias sobre el cosmos que conocemos a travs de los

escritos, los filsofos y matemticos griegos desarrollaron investigaciones y

sugirieron soluciones bastante imaginativas y cercanas a las verdaderas.

Existen presunciones de que ya en el siglo III a,C, el astrnomo griego Aristarco

de Samos (lugar prximo a Mileto), que vivi en Alejandra, puso en duda todo

el modelo geocntrico griego y postul que la Tierra gira en 24 horas y se

traslada en torno al Sol en un ao. No se encuentran entradas de

ndice.Aristarco basaba su modelo en la determinacin que hizo de las

distancias al Sol y la Luna; propuso un mtodo impecable, aunque sus

apreciaciones lo indujeron a subestimar el tamao del Sol, creyndolo slo siete

veces ms grande que la Tierra (el Sol supera 109 veces en tamao a la Tierra)

y por su tamao le pareci natural que fuese el Sol el centro del universo y no

un astro subordinado a la Tierra. Tambin dibuj las rbitas planetarias en el

orden que ahora las conocemos. La proposicin de Aristarco no fue tomada en

cuenta por sus contemporneos o sus sucesores.

Si nos remontamos a seis siglos antes de Cristo, Tales de Mileto enseaba que

las estrellas estaban constituidas por fuego, que la Luna estaba iluminada por el

Sol y que para nosotros era invisible durante la conjuncin porque estaba

escondida por los rayos solares. Tambin deca que la Tierra, era redonda.

Predijo el eclipse solar del ao 584 a.C., que puso fin a la guerra entre Media y

Lidia, aunque se equivoc al creer que el planeta Tierra era el centro del

universo,

Se atribuyen a Pitgoras, siglo VI a.C. las ideas sobre los movimientos, de

rotacin de la Tierra en torno a su eje y de traslacin en torno al Sol. Tambin

se atribuyen a Pitgoras, y a su escuela, las ideas sobre la esfericidad de la

Tierra, la Luna y el Sol, y sobre los movimientos de Mercurio y Venus en torno

al Sol.

De Grecia la ciencia emigr a la gran escuela de Alejandra, donde las

investigaciones sobre el universo, basadas en medidas sistemticas, hicieron un

rpido avance. Los astrnomos griegos, aplicaron leyes geomtricas al

universo.

La proposicin de Aristarco no fue tomada en cuenta por sus contemporneos

o sus sucesores. En los tiempos modernos quedamos perplejos con la

inmensidad del mundo celeste conocido, donde la distancia se mide en cientos o

miles de aos luz.

Teoras de la gran explosin

Es un modelo cosmolgico para explicar el origen de la materia, energa, espacio y tiempo, esta teora afirma que universo empez en un cierto punto en el pasado distante (las estimaciones rondan los 15 mil millones de aos) expandindose desde un estado primordial de gran calor y densidad. El trmino tambin es utilizado para describir una explosin que estall en el inicio del espacio y el tiempo, con lo que se form el Universo. Concebido primero por astrnomos y fsicos a principios del siglo XX, fue confirmado de forma efectiva despus de la segunda mitad del siglo mencionado, una vez que se construyeron nuevos telescopios y computadoras que hicieron posible observar cada vez ms lejos en el Universo y procesar la enorme cantidad de datos que esas observaciones generaron. El trmino Big Bang proviene de una hiptesis subyacente, de que el Universo no es eterno pero emergi de repente, de una casi incomprensible y vasta explosin. Los cientficos entienden que la teora del Big Bang emerge de dos campos diferentes de investigacin: Fsica Terica y Astronoma Observacional. De acuerdo a lo que se denomina los modelos Friedman (Medidas complejas nombradas as por Alexander Friedman, un fsico sovitico de principios del Siglo XX, quien fue el que las desarrollo), esta teora se forma de dos de las ms importantes teoras de la fsica del Siglo XX: El Principio Cosmolgico y la Teora de la Relatividad General de Einstein. Esta convergencia de ideas, proporciona el apuntalamiento terico de la teora del Big Bang. Los astrnomos han hecho sus propias confirmaciones de la Teora del Big Bang. Analizando la luz que viaja de otras galaxias, se han observado las longitudes de onda cortas y largas, proporcionales a la distancia de las galaxias a la Tierra, indicando que se estn alejando de nosotros y de este modo, el espacio mismo se est expandiendo. La existencia de la radiacin csmica de microondas, un remanente de plasma caliente ionizado de los principios del Universo, ofrece ms pruebas a favor del Big Bang, as como la distribucin de elementos pesados y ligeros en el Universo. Lnea de Tiempo del Big Bang

La teora del Big Bang plantea la hiptesis de que el tiempo entra en escena en el origen del Universo. La primera etapa es conocida como la era Planck. Esta era fue breve en extremo (1 X 10E-43 segundos,

tambin conocido tiempo Planck), durante este periodo, las cuatro fuerzas del Universo (Gravedad, Energa Electromagntica y las Fuerzas Nucleares, Dbil y Fuerte) eran tericamente iguales una de otra, lo que implica que podra haber existido un campo unificado de fuerzas. La era Planck fue inestable en extremo, con las cuatro fuerzas evolucionando rpidamente en sus formas actuales, comenzando con la gravedad, siguindolo la fuerza nuclear fuerte (que uni protones y neutrones en los ncleos atmicos), posteriormente la fuerza nuclear dbil (asociada con el decaimiento radioactivo, es 100 veces ms dbil que la fuerza nuclear fuerte) y finalmente la energa electromagntica. Este proceso es conocido como rompimiento simtrico y dio lugar a un periodo ms largo en la historia del Universo (aproximadamente, una millonsima de segundo, an demasiado breve en lo que consideramos el tiempo ordinario), conocido como la era de la inflacin. Los fsicos, sin embargo, no tienen an la certeza de que fuerza fue la que guio esta inflacin. A un segundo de edad, el Universo consista de energa fundamental y partculas subatmicas tales como quarks, electrones, fotones y otras partculas menos familiares. La siguiente etapa consisti del proceso de nucleosntesis (comenz alrededor de tres segundos despus del Big Bang y tuvo una duracin de aproximadamente 100,000 aos), donde los protones y neutrones comenzaron a formar los ncleos de varios elementos, predominando el hidrgeno y el helio, los elementos ms ligeros ms comunes en el Universo. La materia an no exista tal como la conocemos y para esa era, el Universo consista esencialmente de radiacin en forma de luz, ondas de radio y rayos X. Este periodo es conocido como la Era de la Radiacin, lleg a un final gradual a medida que los ncleos atmicos se adhirieron con electrones para producir la materia, de la cual consistira el Universo subsecuentemente. As como el tiempo fue crtico para el proceso, tambin lo fueron la temperatura y la densidad, con los cambios correspondientes al enfriamiento gradual del Universo y la dispersin gradual de la materia. Le tom casi 200 millones de aos a la gravedad comenzar a unir esos tomos en gas primordial del cual las primeras estrellas y galaxias emergeran. Durante miles de millones, esas estrellas y galaxias tuvieron su ciclo de vida, utilizando su combustible nuclear y colapsndose en s mismas, expulsando enormes nubes de polvo y energa que eventualmente formaran las nuevas generaciones de estrellas y galaxias. El Sol alrededor del cual la Tierra y el Sistema Solar

rotan, es una estrella de esas generaciones tardas, formada aproximadamente hace cinco mil millones de aos. El Destino del Universo.

Esta teora no solo es concerniente a los orgenes del Universo, sino tambin a su destino definitivo. La cuestin crtica, es si el Universo continuar su expansin por siempre o si eventualmente caer dentro de s mismo, creando, quizs, las condiciones para el prximo Big Bang. La fuerza de gravedad es un factor crtico aqu, con tres resultados posibles. El primero, y ms ampliamente aceptado es aquel en que no hay densidad crtica (conocida como omega y estimada aproximadamente en seis tomos de hidrgeno por metro cbico, aunque los valores son relativos y dependen del autor, dado que se ha involucrado en algunos estudios al Teorema de Pitgoras), necesaria para empujar al Universo de regreso. En este modelo (referido como Modelo Abierto), el Universo continuar expandindose de manera indefinida (Siempre y cuando la densidad sea menor a omega). Sin embargo s, la densidad del Universo es mayor que omega, entonces, eventualmente, despus de miles de millones de aos, colapsar en lo que se conoce como el Big Crunch. Una tercera y altamente improbable posibilidad es que omega sea igual a uno, en este modelo, el Universo se ralentizar lentamente y llegar a un estado esttico. Mientras que a simple vista parece que el destino del Universo (Sin importar si la materia excede a omega o no) podra ser determinado por

una compleja pero no imposible tarea de calcular la cantidad de materia y dividirla por las dimensiones del Universo, de hecho ese puede ser el factor complicado. Las galaxias y nebulosas, o las nubes de polvo primordial, no se empujan en s mismas o una sobre la otra. Esto nos dice, que su comportamiento all es ms masivo y, por lo tanto, el empujn gravitacional puede ser observado. Por ejemplo, la galaxia de Andrmeda, se precipita hacia a nosotros a ms de 320,000 km/h, una velocidad que no puede ser explicada por las fuerza gravitatoria de la materia en ambas galaxias. De hecho, para que (basados en esa idea) ambas galaxias se reunieran se requera 10 veces la cantidad de materia que poseen. Los fsicos ofrecen la posibilidad de que hay materia oscura en el Universo, el cual es, un tipo de materia desconocido que no emite o refleja suficiente energa electromagntica para ser observable por los medios actuales. Esa materia oscura, de acuerdo a esta hiptesis, existe en halos alrededor de las galaxias y puede ser de lo que se componen los agujeros negros y las nubes masivas de neutrinos (partculas formadas por decaimiento radioactivo con poca masa y sin carga elctrica), esta materia podra implicar que el Universo colapse eventualmente en s mismo, excepto por un factor adicional, algo complicado. Hay cientficos que defienden la hiptesis de que tambin hay una energa oscura en el Universo contrarrestando ambas materias, una tipo de fuerza anti-gravitatoria tambin indetectable con la tecnologa existente. Mientras (Se cree) que la materia oscura constituye el 22% del Universo, la energa oscura (Se cree tambin) compone el 74%. Estos nmeros, junto con la dificultad de detectar energa y materia oscura hacen imposible para los fsicos de nuestra era, proporcionar una conclusin definitiva acerca del destino de nuestro Universo.

Evidencias que lo sustentan, alcances y

limites

Como la velocidad de la luz es tan enorme, en nuestra vida cotidiana los objetos no se mueven a velocidades suficientemente grandes para que veamos este efecto. Sin embargo hay cuerpos csmicos que si se mueven muy rpido; por ejemplo, algunos grupos de estrellas. Aunque hay registros anteriores de efecto Doppler en la luz proveniente de estrellas lejanas, en 1929, el astrnomo estadounidense, Edwin Hubble, publico resultados que mostraban que las galaxias lejanas presentaban un corrimiento hacia el rojo en la luz que llegaba de ellas, lo que solo e poda explicar si se alejaban de nosotros. Por lo que sabemos, las mismas fuerzas y las mismas leyes se cumplen en todo el universo. Es la fuerza de gravedad la que mantiene unida a la materia en los cuerpos csmicos. Segn la Teora de la gran explosin el Universo era muy pequeo, muy denso y muy caliente, lo que ocasiono una gran explosin, no solo de la materia en el espacio, sino del mismo espacio. Tal vez otras desaparecieron o son muy difciles de ver. Segn este modelo, hay un tiempo de unos 300 000 aos entre la aparicin de los tomos y las primeras estrellas que iluminaron el Universo. A ese periodo se le llama la edad oscura. A los 350 000 aos de edad el Universo estaba lleno de luz y de tomos de hidrgeno y de helio. Una de las evidencias del modelo de la gran explosin es la llamada radiacin de fondo. Se ha observado que en cualquier lugar del Universo se detecta una emisin de ondas de radio muy homognea, como si todo el Universo estuviera sumergido en emisiones de radio provenientes de todas las direcciones.

De que esta hecho el universo

Una de las cosas ms vergonzosas que han tenido que reconocer los astrnomos es que no tienen ni idea de qu est hecho el universo. Con todo, tenemos algunas pistas que recuerdan vagamente a los famosos cuatro elementos griegos.

Por un lado est la materia ordinaria, los tomos de los que estn hechos estrellas, nebulosas y nosotros mismos. Los fsicos la llaman materia barinica: sera el elemento tierra.

El aire del cosmos es la materia oscura caliente, partculas de masa muy pequea que se mueven a velocidades cercanas a la de la luz. El representante ms claro, nacido para ser oscuro, es el neutrino, una partcula de una masa tan pequea y que interacciona tan poco con la materia que se ha definido como un cuchillo muy afilado sin mango. y sin hoja.

El agua csmica est representada por la materia oscura fra, partculas subatmicas exticas, muy masivas, que se formaron durante la furia de la Gran Explosin. Son el juguete preferido de los fsicos tericos y reciben el nombre genrico, y extravagante, de WIMP. Aqu tiene cabida toda la fauna de partculas raras que pueblan los artculos de los tericos: aviones, partculas supe simtricas Curiosamente, quien pone freno a estos sueos son los grandes aceleradores de partculas. Los experimentos del CERN, por ejemplo, han excluido a varios posibles candidatos para materia oscura.

Los fotones de luz son el cuarto elemento, el fuego csmico. La gran mayora de ellos aparecieron inmediatamente despus de la Gran Explosin pero muchos otros se han ido formando en los diferentes procesos que podemos ver en el cielo.

Ahora bien, existe otra sustancia csmica hasta hace poco tiempo ignorada. Es la quintaesencia, la energa del vaco, la energa, representada por la constante cosmolgica. Es posible que las dos terceras partes del universo estn hechas de ese misterioso material del que Aristteles deca que estaban hechos las esferas celestes.

En febrero de 2003 la NASA desvelaba el primer mapa detallado del cielo de la radiacin csmica de fondo, el eco, en el rango de microondas, de lo que fue la Gran Explosin. Los datos, recogido por la sonda Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), confirmaban lo que hasta el momento se cree que es la constitucin del universo:

ste es el llamado modelo de concordancia del universo. Teniendo en cuenta que no sabemos qu es la energa oscura ni la materia oscura, el resultado es desalentador: no tenemos ni idea de lo que est hecho el 95% del universo.

Caractersticas de los cuerpos csmicos

Un cuerpo csmico es aquel que integra el universo, y en se llaman cuerpos csmicos o materia csmica, a lo que est fuera del globo terrqueo, y a ste se le da el nombre de cuerpo o materia sublunar. Caractersticas de los cuerpos csmicos El fundamento de todas las ciencias fsicas es la medicin. En la Astronoma el avance logrado se debe a que se han podido medir cantidades como el tamao, la masa y la distancia de los diferentes cuerpos que observamos en el Universo. Radiacin electromagntica: Todo cuerpo en el universo emite radiaciones infrarrojas, la emisin electromagntica de los cuerpos celestes es muy variada. Algunos cuerpos, como las estrellas, generan su propia emisin, otros emiten la luz que reflejan, pero todos se encuentran por encima del cero absoluto. El fundamento de todas las ciencias fsicas es la medicin. En la Astronoma el avance logrado se debe a que se han podido medir cantidades como el tamao, la masa y la distancia de los diferentes cuerpos que observamos en el Universo.

Tipos de cuerpos csmicos:

Estrellas: esfera enorme de gas muy caliente y brillante. Las estrellas producen su propia luz y energa mediante un proceso llamado fusin nuclear. La fusin sucede cuando los elementos ms ligeros son forzados para convertirse en elementos ms pesados. Cuando esto sucede, una tremenda cantidad de energa es creada causando que la estrella se caliente y brille. A las estrellas se les encuentra en una variedad de tamaos y colores. Nuestro Sol es una estrella amarillenta de tamao promedio. Las estrellas que son ms pequeas que nuestro Sol son rojizas y las que son ms grandes que ste es azules.

Evolucin de las estrellas:

Al iniciar la vida de una estrella (protoestrella) el calor de su interior procede de la energa gravitacional, cuando ya se le considera estrella se inicia la transmutacin del hidrgeno en helio, despus se convertir en una gigante roja (de gran tamao y ms fra), el siguiente paso es ser una nebulosa planetaria y terminar como una enana blanca o como una supernova.

Planetas: deriva de una griega que quiere decir errante, y se trata de un cuerpo que no emite luz propia, sino que brilla en el cielo por luz reflejada, y que est en rbita alrededor de una estrella. Un planeta puede estar formado por materiales slidos, como rocas y metales, o por un cmulo de gas. Desde un punto de vista gentico, hoy se piensa que los planetas se forman por procesos de condensacin de gases y polvos alrededor de una o ms estrellas.

El sol

El Sol es una estrella de tipo medio formada a partir de la materia expulsada por una supernova. No es una estrella pequea, como suele decirse; aunque se encuentra en el trmino medio entre las estrellas enanas y las gigantes; sin embargo, hay tantas estrellas enanas en la vecindad del Sol, que ste aparece como la mayor de ellas.

Contiene el 99,9 % de la masa del sistema planetario y su atraccin gravitatoria controla el movimiento de los nueve planetas principales y millares de otros cuerpos menores que giran a su alrededor. La edad estimada del Sol, como de todo el sistema solar, es de unos 5A109 aos y se piensa que se encuentra hacia la mitad de su existencia antes de transformarse, previsiblemente, en una enana blanca.

Es una estrella de 1,392A106 Km de dimetro. Su masa es de 743 veces la de todos los planetas del Sistema Solar juntos, alrededor de 2A1030 kg. Bajo la fuerza de gravedad su enorme peso tiende a colapsarse, por lo que la presin interna debe ser de igual magnitud que el peso para poder mantener estable la estructura interna de la estrella. Dicha estructura se compone de un ncleo, varias zonas concntricas y una atmsfera diferenciada en tres capas: la fotosfera, la cromosfera y la corona.

La densidad del ncleo es 100 veces la del agua, pero la temperatura es de 15A106 de EC, por lo que la presin central es 10.000 veces mayor que la del centro de la Tierra. En tales condiciones, los ncleos atmicos estn despojados de sus electrones, y colisionan entre ellos con tal fuerza que se producen reacciones de fusin nuclear, las cuales

generan toda la energa que de la estrella.

Estas reacciones se limitan al ncleo, transportndose la energa por radiacin primero y por conveccin despus a las capas superiores

ms fras. La superficie solar, llamada fotosfera, vista desde la Tierra es la regin que emite toda la luz que llega hasta nosotros. El Sol est tan lejos de nosotros que su superficie borrosa no puede ser resuelta, y aparece bien definida. En la fotosfera la temperatura baja hasta los 6.000 C; a pesar de ello, esta temperatura es tan alta que en ella no puede existir lquido o slido alguno, sino gases en estado de plasma; como resultado de esto no hay una superficie fija y da al Sol un aspecto granulado. A partir de esta capa se produce una sorprendente inversin, aumentando la temperatura hasta 8.0001 en la capa superior a la fotosfera, denominada cromosfera, de 7.000 Km de espesor. Durante los eclipses totales la cromosfera aparece como un anillo de color rosa rodeando el limbo solar.

Por encima de la cromosfera, extendiendose hasta ms all de Mercurio, se encuentra un halo extenso denominado corona que es puede considerar la regin exterior de la atmsfera solar. A una distancia de cinco veces el radio solar (en las cercanas de la Tierra) la corona fluye hacia fuera con una velocidad de 400 Km/s; este flujo de partculas cargadas se llama viento solar. La corona no se puede observar a simple vista mas que cuando hay un eclipse solar total. Esta compuesta plasma a temperaturas que van de 1A106 a 5A106 C y cambia de aspecto segn la actividad del Sol. En perodos de calma presenta un resplandor de configuracin similar a las lneas del campo magntico de un imn; en perodos de gran actividad es ms luminosa y se pueden observar en ellas los llamados agujeros coronarios que son zonas ms oscuras y fras por los que pasa el viento solar, que perturba los campos magnticos de los planetas, incluyendo la Tierra.

El Sol es una fuente muy estable de energa; su potencia total, denominada constante solar, es de 2 caloras por centmetro cuadrado por minuto en la Tierra. Superpuesto a esta emisin estable se produce un ciclo de actividad magntica de 11 aos, manifestado por regiones de fuertes campos magnticos transitorios, llamadas manchas solares. Estas regiones activas pueden desarrollarse en tan solo unos diez das y aparecen bajo la forma de placas brillantes acompaadas de manchas oscuras, protuberancias y erupciones.

Las manchas oscuras van agrupadas en parejas o tros y poseen una temperatura de 4.000C en el centro y 5.600C en los bordes. Estas manchas van desapareciendo, aunque aun son visibles restos de antiguas manchas a la altura del ecuador solar. Las protuberancias son inmensas nubes de gas luminoso que se

elevan desde la cromosfera hasta la corona. Pueden ser de dos tipos, las que estn en reposo, visibles cerca de las manchas y que dibujan arcos y cortinas incandescentes y las eruptivas, asociadas a las erupciones, que son bruscas y efmeras; aparecen, evolucionan y vuelven a desaparecer en menos de una hora, formando lazos o arcos. Por ltimo, las erupciones se producen en zonas activas, de forma violenta, liberando energa. El resplandor que producen cubre toda la gama del espectro luminoso: desde los rayos gamma hasta las ondas de radio.

Evolucin del Sol.

El registro geolgico de la Tierra y la Luna revela que el Sol ha estado brillando durante ms de 4A109 aos. Por lo tanto, una cantidad considerable de hidrgeno se ha convertido en helio, el cual permanece en el centro del Sol. Como el helio absorbe mejor la radiacin que el hidrogeno la temperatura en el ncleo aumenta, aumentando tambin el brillo. Los clculos utilizando modelos del interior solar predicen que el brillo aumenta un 10% cada mil millones de aos; por lo tanto ahora el Sol debe ser un 40% ms brillante que en la poca de la formacin de los planetas. Esto habra producido un aumento de la temperatura en la Tierra, pero en el registro geolgico no aparece ni rastro de este calentamiento. Deben existir mecanismos compensadores del clima en la Tierra, tales como el efecto invernadero o las nubes, que hayan contrarrestado este aumento de la radiacin solar. El aumento del brillo continuar hasta que todo el hidrogeno haya sido consumido.

Como se estudia el universo

El Universo -su gnesis, cmo se estructura, qu materias lo componen, y cmo y hasta cundo seguir evolucionando-, es una de las cuestiones que ms ha inquietado al hombre desde siempre. Ciencias como la Astrofsica, la Cosmologa o la Fsica de Partculas Elementales han intentado esclarecer estos misterios. Los mismos en los que el Grupo de Investigacin en Fsica Nuclear y Astro partculas de la Universidad de Zaragoza lleva trabajando, desde la localidad oscense de Canfranc, con excelentes resultados.

Hace ms de 20 aos que se inici la actividad del Laboratorio Subterrneo de Canfranc. Una instalacin nica en su gnero en Espaa, y una de las escasas que existen en el planeta, tanto por sus caractersticas como por las investigaciones que en su interior se realizan. El impulsor de este centro desde el que se analiza el Cosmos fue el profesor ngel Morales, fallecido en noviembre de 2003. l, junto a los cientficos Jos ngel Villar y Julio Morales (hermano de ngel), actuales directores adjuntos del centro el director es el italiano Alessandro Bettini-, adems de las restantes personas que componen el equipo, son los hacedores de que en la comunidad cientfica internacional el nombre de Canfranc sea ms que conocido.

Sin embargo, aquellas personas que conozcan la villa canfranquesa se preguntarn, dnde se encuentra tal instalacin? Pues la respuesta es oculta. Bajo el macizo de El Tobazo con una cobertura de unos 880 metros de roca sobre sus cabezas, en el interior del tnel carretero del Somport y del ferroviario de Canfranc, lugar donde se abrieron las primeras instalaciones. La razn de esta circunstancia reside en la naturaleza de las investigaciones que centran la actividad del equipo aragons: la bsqueda directa de la materia oscura y el estudio de la naturaleza y propiedades del neutrino.

La materia oscura es una de las cuestiones ms importantes por resolver en Cosmologa. Menos del 1% del Universo brilla y menos del 4% es materia convencional, el resto es materia y energa oscura, invisible, apunta Julio Morales. Lo que los cientficos intentan conocer es la composicin de esa materia oscura, sobre todo la denominada

extica, que son restos del Bing Bang, y como apunta Villar, no es de la materia que estamos hechos.

El neutrino es una de las partculas elementales ms pequeas, sin carga elctrica, y que podra formar parte de la materia oscura. El modelo estndar supone que el neutrino no tiene masa, comenta Morales. Sin embargo, algunas de las investigaciones efectuadas en Canfranc tienen como objeto el intentar concretar su peso. Algo que de lograrse, revolucionar el mundo de la fsica, apunta Morales.

En definitiva, conocer mejor la materia oscura y el neutrino ser conocer mejor el Universo. Pero, los cientficos no pueden ver directamente ninguna de estas dos partculas, ya que no emiten luz ni cualquier otra radiacin electromagntica. Por ello, como explica Villar necesitamos que el fondo de radiacin csmica que se registra en nuestros experimentos sea muy inferior a la seal que buscamos, y esto se consigue en instalaciones subterrneas o submarinas, donde el espesor de agua o de roca sirve para minimizar esta radiacin. Por ello la instalacin canfranquesa se encuentra, como apunta Villar, justo bajo la zona en que la masa rocosa de El Tobazo alcanza su volumen mximo, facilitndonos un aislante que equivale a un blindaje de 2.450 metros de agua.

La astronoma y sus procesos de

investigacin

La astronoma estudia el Universo como un todo, as como los diversos entes que lo componen: estrellas de diversas clases con sus planetas y satlites que, junto con la materia interestelar, forman las galaxias, que a su vez al agruparse forman cmulos de galaxias y super cmulos. El astrnomo describe los cuerpos celestes, estudia su composicin y analiza tanto las relaciones que mantienen entre s como su evolucin en el tiempo.

La astronoma se divide en astronoma clsica y astrofsica. Las ramas de la primera son: la astronoma de posicin tambin llamada astrometra o astronoma esfrica, que se ocupa de la localizacin de los astros mediante el establecimiento de distintos sistemas de coordenadas de espacio y tiempo, y lamecnica celeste, que estudia el movimiento de los planetas, satlites y otros astros, y se basa fundamentalmente en la ley de la gravitacin universal de Newton.

La astrofsica aplica al estudio de los astros las teoras y tcnicas surgidas en la fsica bsicamente desde principios del siglo XX, como las tcnicas de la fotometra, la espectroscopia y el anlisis de las ondas de radio emitidas por los cuerpos celestes o radioastronoma.

Dentro de la astrofsica se distingue lafsica de las estrellas o estelar, que es el estudio de su estructura y composicin; la cosmogona, que trata el origen y la evolucin de todos los cuerpos celestes, y la cosmologa, que estudia la estructura y la evolucin del Universo como un todo.

Orgenes

Considerada la ciencia ms antigua, la astronoma ha favorecido el desarrollo de otras muchas disciplinas, tales como la matemtica, la fsica, la geografa, etc. Las culturas antiguas (babilnica, china, egipcia, griega, india, maya, etc.) posean conocimientos astronmicos rudimentarios, limitados a la observacin a simple vista, aplicados con fines prcticos o mtico-religiosos. Las teoras astronmicas de la

Antigedad estuvieron dominadas por la autoridad de Aristteles (s. IV a.J.C.) y la creencia en la inmovilidad de la Tierra. Los trabajos de observacin ms importantes de esta poca se deben al astrnomo griego Hiparco (fines del s. II a.J.C.) cuya obra ha llegado hasta nuestros das, en su versin rabe o Almagesto (s. IX), gracias a Tolomeo (fines del s. II d.J.C.). La observacin a simple vista completada con el empleo de instrumentos rudimentarios (astrolabios, ballestillas, etc.) permiti establecer la esfericidad de la Tierra, relacionar los movimientos de la Luna con las mareas, confeccionar los primeros catlogos de estrellas y determinar la paralaje a ciertos cuerpos. Con posterioridad, los trabajos de astrnomos como Nicols Coprnico, Tycho Brahe y Johannes Kepler permitieron el establecimiento de las bases cientficas de esta disciplina, es decir, de la teora heliocntrica, la confeccin de tablas astronmicas y catlogos muy extensos, el establecimiento de los primeros observatorios astronmicos permanentes y la formulacin de las leyes del movimiento de los planetas (leyes de Kepler).

A medida que retrocedemos en el tiempo para llegar al origen del cosmos, los fenmenos y los procedimientos se hacen ms inusuales, y las cifras son casi incomprensibles.

Los avances de la fsica de partculas han permitido retomar el rastro a partir de una fraccin de segundo despus de la explosin inicial. En ese momento todo el Universo tena un tamao equivalente a un ncleo atmico; todo estaba comprimido en un punto, sin volumen y con todo el cosmos dentro de l. Esto es lo que en fsica se llama una singularidad; dentro de ella ni el espacio ni el tiempo pueden existir. Por lo tanto, el comienzo de la expansin represent la creacin del Universo.

La singularidad de los modelos de Friedman es lo ms cercano al acto de creacin que ha encontrado la ciencia. Y si nos apegamos literalmente a ello, podemos establecer que no solo el espacio-tiempo empez a existir en la singularidad, sino tambin toda la materia del Universo.

La singularidad es, entonces, un lmite temporal para todas las cosas. De este modo, la pregunta qu haba o pasaba antes del Big Bang? deja de tener sentido. No existe un antes del Big Bang, pues no exista

el tiempo. Tambin pierde sentido la pregunta qu caus el Big Bang?, pues la causa implica un orden temporal (una causa siempre precede a un efecto) que no exista sino hasta el instante del comienzo de la expansin.

Todas estas consideraciones muestran que el evento de la creacin es fsicamente mucho ms profundo en la teora de la relatividad que en el relato bblico, que seala que la materia fue creada en un vaco preexistente.

Desde pocas muy remotas, distintos pueblos han alzado sus ojos hacia el cielo tratando de descifrar los misterios que plantean los astros. Las explicaciones de los fenmenos celestes han abundado desde la Prehistoria, pasando por las culturas de la Antigedad Clsica, hasta nuestros das. Mientras las primeras teoras se basaban en mitos y leyendas ms o menos fantasiosas, las actuales se fundamentan en los resultados obtenidos por ramas de la ciencia moderna tales como la fsica, la astrofsica o la cosmologa

Bibliografa

www.lareserva.com

www.astromia.com

laenciclopediagalactica.info

misteriosaldescubierto.wordpress.com

es.wikipedia.org

lanaveva.files.wordpress.com