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T – 0 ASTRONOMÍA.
1.- Introducción y definiciones.
Astronomía: Ciencia que estudia los astros y sus posiciones, las leyes que rigen sus
movimientos y sus causas, su naturaleza y composición física y química, su origen y
evolución, así como la posibilidad del hombre de interaccionar con ellos.
Se apoya en otras ciencias como las matemáticas, la física o la química (¿biología?)
Se puede subdividir en:
Astronomía de posición. Estudia la posición de los astros.
Mecánica celeste. Estudia los movimientos de los astros.
Astrofísica. Estudia la física de los astros.
Cosmología. Estudia el origen, evolución y estructura del Universo.
Astronáutica. Estudia la teoría y la práctica de la navegación fuera de la atmósfera
terrestre.
2.- Desarrollo histórico.
Nace en la prehistoria. Útil para establecer un calendario (labores agrícolas) y
orientación en la navegación.
* Primeras teorías acerca del movimiento de los astros: filósofos griegos
* Aristarco de Samos propuso un modelo heliocéntrico (el Sol en el centro)
* Platón y Aristóteles propusieron un modelo geocéntrico (la Tierra en el centro), que
fue el que se impuso finalmente.
* No obstante, las posiciones de los astros no acababan de cuadrar según estos modelos,
por lo que se debieron modificar (epiciclos).
Este es el modelo geocéntrico de Ptolomeo, que fue útil durante catorce siglos.
* Tycho Brahe recopila observaciones muy precisas y comprueba que los movimientos
de los planetas no se ajustan al modelo geocéntrico
* Copernico enuncia la teoría heliocéntrica.
* Kepler, usando los datos de Tycho Brahe enuncia sus tres leyes sobre el movimiento
planetario.
1. Los planetas se mueven alrededor del Sol en elipses, estando el Sol en un foco.
2. La línea que conecta el Sol con un planeta recorre áreas iguales en tiempos iguales.
3. El cuadrado del período orbital de un planeta dividido entre el cubo (tercera potencia)
de la distancia media desde el Sol da el mismo resultado para todos los planetas que
giran alrededor del Sol.
Estas leyes explican cómo se mueven los planeta, no porqué.
* Galileo utiliza el telescopio para estudiar el firmamento.
* A partir de las leyes de Kepler, Newton enuncia su teoría de la gravitación universal.
Esto sí que explica mejor el porqué, aunque no del todo.
* Durante los siglos XIX y XX se mejoran mucho los instrumentos para estudiar el
cielo. Los telescopios se desarrollan, estudian otras longitudes de onda, se lanzan
satélites en órbita, se envían misiones espaciales (Proyecto Apolo, Voyager, Mariner,
Phoenix, New Horizons, …)
Desde 1917 sabemos gracias a Hubble que el Universo está en expansión. Surge la
teoría del Big Bang.
3.-Estructura del Universo.
Antes de nada, para entendernos:
Un año-luz es una unidad de longitud para grandes distancias. La luz recorre 300.000
Km en un segundo. El año-luz es la distancia que la luz recorre en un año. Haciendo
cálculos, resulta que es de 9.460.730.472.580,8 km.
La Vía Láctea tiene un diámetro de 150.000 años-luz, y se calcula que contiene entre
200.000.000.000 y 400.000.000.000 estrellas. Es una galaxia de tamaño medio. La
galaxia más cercana del mismo tamaño es Andrómeda, que aunque se encuentra a 2.5
millones de años-luz, es visible a simple vista.
Se estima que existen más de cien mil millones (100 000 000 000) de galaxias en el
universo observable. Si multiplicamos el número de galaxias por el número de estrellas
que hay en cada una y luego multiplicamos por el número de planetas que tiene cada
estrella, el resultado es enorme.
Cometa 67P/Churiumov-Guerasimenko. Imagen tomada por la sonda Rosetta. El
módulo Philae aterrizó en el cometa.
4.- El sistema solar.
Formado por el Sol, 8 planetas (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano
y Neptuno), sus satélites correspondientes, numerosos asteroides y planetoides (como el
antiguo planeta Plutón, Ceres, y planetoides mayores que Plutón y más allá de su
órbita), polvo estelar y cometas.
5.- Expansión del Universo. Origen y evolución.
Explicación del efecto Doppler. Se puede observar en el caso del sonido.
Pero la luz también son ondas, por lo que si el objeto que emite la luz se mueve, cambia
su longitud de onda (su luz cambia de color)
Hubbert se dio cuenta que la luz de la mayoría de las galaxias era más roja de lo normal
(corrimiento al rojo) Eso quiere decir que se alejan de nosotros.
El universo está en expansión.
Otra prueba de la expansión del Universo es la radiación de fondo cósmico detectada
por Penzias y Wilson.
Se dice que es el eco que proviene del inicio del universo, es decir, el eco que queda del
Big Bang que da origen al universo (aunque el Big Bang no es exactamente una
explosión en el sentido propio del término, ya que no se propaga fuera de sí mismo).
Tiene características de radiación de cuerpo negro a una temperatura de 2,725 K y su
frecuencia pertenece al rango de las microondas con una frecuencia de 160,2 GHz,
correspondiéndose con una longitud de onda de 1,9 mm.
En cuanto a cómo acabará el Universo, los científicos no acaban de llegar a una
conclusión. Tenemos tres posibilidades:
1.- Si la masa del Universo es mayor que un determinado valor crítico, la expansión se
frena poco a poco y se invierte convirtiéndose en una contracción hasta llegar al Big
Crunch.
2.- Si la masa del Universo es igual a este valor crítico, el Universo se expande lenta e
indefinidamente.
3.- Si la masa del Universo es menor que este valor crítico, la expansión se acelera y el
mismo tejido del espacio se desgarra.
¿Cuál es la masa del Universo? No lo sabemos. Parece que es menor que el valor crítico
calculado, pero los científicos sospechan que podría existir mucha más masa de la que
observamos. A esto le han llamado materia oscura.
Por otra parte, parece que la expansión del Universo se está acelerando. Los científicos
achacan esta aceleración a la denominada energía oscura.
6.- Evolución estelar.
En astronomía, se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una
estrella experimenta a lo largo de su existencia.
Durante mucho tiempo se pensó que las estrellas eran enormes bolas de fuego perpetuo.
Hoy en día sabemos que la vida de las estrellas está regida por procesos nucleares y que
las fases que atraviesan desde su formación hasta su muerte dependen de las tasas de los
distintos tipos de reacciones nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambios
que en ellas se producen al variar su temperatura y composición internas. Así pues, la
evolución estelar puede describirse como una batalla entre dos fuerzas: la gravitatoria,
que desde la formación de una estrella a partir de una nube de gas tiende a comprimirla
y a conducirla al colapso gravitatorio, y la nuclear, que tiende a oponerse a esa
contracción a través de la presión térmica resultante de las reacciones nucleares.
Aunque finalmente el ganador de esta batalla es la gravedad (ya que en algún momento
la estrella no tendrá más combustible nuclear que emplear), la evolución de la estrella
dependerá, fundamentalmente, de su masa inicial.
Masa Rango de masas Fases evolutivas Destino final
Masa baja M < 0.5 MSol PSP→SP→SubG→GR ¿NP?+EB
Masa intermedia 0.5 MSol < M < 9 MSol PSP→SP→SubG→GR→AR/RH→RAG NP+EB
Masa elevada 9 MSol < M < 30 MSol PSP→SP→SGAz→SGAm→SGR SN+EN
Masa muy elevada 30 MSol < M PSP→SP→SGAz/WR→VLA→WR SN/BRG+AN
Los nombres de las fases son:
PSP: Presecuencia principal RAG: Rama asintótica gigante
SP: Secuencia principal SGAz: Supergigante azul
SubG: Subgigante SGAm: Supergigante amarilla
GR: Gigante roja SGR: Supergigante roja
AR: Apelotonamiento rojo WR: Estrella Wolf-Rayet
RH: Rama horizontal VLA: Variable luminosa azul
Una estrella puede morir en forma de:
NP: Nebulosa planetaria
SN: Supernova
BRG: Brote de rayos gamma
y dejar un remanente estelar:
EB: Enana blanca
EN: Estrella de neutrones
AN: Agujero negro
Presecuencia principal. Las estrellas se forman a partir del colapso gravitatorio y
condensación de inmensas nubes moleculares de gran densidad, tamaño y masa total.
Estos fragmentos de gas se convertirán en discos de acreción o de acrecimiento de los
cuales surgirán planetas.
Sea como fuere, el gas prosigue su caída hacia el centro de la nube. Este centro o núcleo
de la protoestrella se comprime más deprisa que el resto liberando mayor energía
potencial gravitatoria. Aproximadamente la mitad de esa energía se irradia y la otra
mitad se invierte en el calentamiento de la protoestrella. De esta forma el núcleo
aumenta su temperatura cada vez más hasta encender el hidrógeno, momento en el cual
la presión generada por las reacciones nucleares asciende rápidamente hasta equilibrar
la gravedad.
Secuencia principal. Durante la secuencia principal, el periodo más largo de la vida de
la estrella, el hidrógeno se convierte en helio a través de una serie de reacciones
nucleares. H → He
Cuando la estrella agota su hidrógeno, cesan las reacciones nucleares. Vuelve a
colapsar, lo que se traduce en un aumento de la presión y la temperatura en su interior.
Esto hace posible otras reacciones nucleares en las que se sintetizan elementos cada vez
más pesados.
He → C → Ne → O → Si → Ni →Co → Fe
Finalmente la estrella explota, formando los elementos más pesados. No obstante, todo
depende de la masa inicial de la estrella.
7.- Planetas extrasolares. Búsqueda de vida extraterrestre. ¿Vida inteligente?
Los planetas extrasolares son planetas que giran en torno a otras estrellas. Esto significa
que están a distancias del orden de varios años luz, y por el momento no podemos ni
siquiera enviar sondas. La primera detección se hizo en 1992. Existen diversos métodos.
Uno de ellos es el método de tránsitos.
Desde entonces se han descubierto centenares. Según un estudio publicado en Nature en
2012, se estima que cada estrella de la galaxia tiene entre 0.71 y 2.32 planetas orbitando
a su alrededor.
En cuanto a la vida extraterrestre, no sería imposible encontrarla, simplemente por el
número de planetas existentes en la galaxia. Sin embargo no es necesario ir tan lejos.
Tampoco es del todo imposible que pequeños microorganismos puedan sobrevivir en:
1.- Bajo el suelo de Marte. Se han detectado fluctuaciones periódicas (con las
estaciones) de metano.
2.- Bajo la capa de hielo que cubre algunas lunas de los planetas más exteriores como
Júpiter, Saturno o Urano. El mejor candidato es el satélite de Júpiter Europa. Está
cubierto de hielo y si presenta actividad geológica podría tener fuentes hidrotermales en
el fondo de un mar bajo la capa de hielo.
Finalmente, debemos preguntarnos si en algún lugar de nuestra galaxia existe vida
inteligente. Parece que estemos hablando de una pseudociencia como las que
mencionamos en el tema anterior, pero algunos científicos se han planteado esta
pregunta.
Esta es la ecuación de Drake:
Dependiendo de los valores que les demos a las variables obtenemos distintos
resultados para el número de civilizaciones comunicativas que existen actualmente en
nuestra galaxia.
Según las estimaciones más pesimistas, no existe ninguna (o prácticamente ninguna,
porque hay una pequeña posibilidad). Según las estimaciones más optimistas, en la
actualidad estaríamos compartiendo nuestra galaxia con 10 civilizaciones similares a la
nuestra.
Existe una línea de investigación denominada Proyecto SETI, que intenta escuchar
frecuencias de radio y televisión provenientes de civilizaciones tan avanzadas (o más)
que la nuestra. El problema es que se debe estudiar un amplio rango de frecuencias,
durante mucho tiempo y en todas las direcciones. Esto supone muchos datos que deben
ser analizados. El proyecto SETI envía paquetes de datos a usuarios de ordenadores de
todo el mundo para que sean analizados en ordenadores privados cuando el
salvapantallas se pone en marcha.
El proyecto SETI está en marcha desde la década de los 70, y hasta el momento no se ha
detectado ninguna señal inteligente.
1.- Lee el siguiente texto y realiza las actividades propuestas al final del mismo.
En el big bang, nuestro Universo entero nació repentinamente cuando un solo punto,
más pequeño y más caliente de lo que podemos imaginar, estalló con una tremenda furia
de potencia y trascendencia inconcebibles.
La idea del big bang está íntimamente relacionada con la del Universo en expansión. De
hecho, fue la idea del Universo en expansión la que condujo a los científicos marcha
atrás, por así decir, hasta el big bang.
En los años 20, Edwin Hubble descubrió que hay millones de galaxias en el Universo y
que estas están alejándose de nosotros a velocidades enormes. En 1929 demuestra
experimentalmente la expansión del Universo. Observaciones posteriores mostraron que
las galaxias más lejanas se estaban alejando de nosotros con más rapidez, y que las
galaxias próximas se alejaban mucho más lentamente.
Esto es exactamente lo que uno esperaría ver si el Universo hubiera comenzado en una
explosión suprema y gigantesca: un «big bang». Los fragmentos expulsados a más
velocidad por la explosión habrían tenido tiempo de alejarse más en el espacio que los
fragmentos más lentos. Hubble descubrió también que la razón entre la distancia y la
velocidad de una galaxia es constante V=H·D (este valor se conoce como la constante
de Hubble). Esto significaba que en algún instante en el pasado –en el comienzo de
todas las cosas– todas las galaxias del Universo estaban amontonadas en el mismo lugar
al mismo tiempo. Pero ¿cuánto tiempo hace que tuvo lugar este atasco celeste y la
explosión que lo siguió?
Un paso lógico que debió darse para que los científicos llegaran a determinar la edad del
Universo era medir la velocidad y la distancia de diversas galaxias. Muchos científicos
coinciden en que la edad del Universo está entre ocho y trece mil millones de años.
Algunos investigadores han estimado la edad de las estrellas más viejas de la Vía Láctea
en catorce mil millones de años. Esto hace que los escépticos con respecto a la teoría
señalen la paradoja de que las estrellas más viejas podrían ser más viejas que el propio
Universo.
Pero, los científicos están afinando constantemente sus datos y sus teorías, y con el
tiempo pueden limarse las asperezas numéricas. Parte de la importancia de determinar la
edad del Universo reside en que los científicos utilizan dicho conocimiento para intentar
comprender cómo se formaron las estrellas y las galaxias.
¿Qué sucedió inmediatamente después del big bang? Se formaron los primeros quarks y
leptones, las unidades constituyentes de las partículas elementales. Además, la única
fuerza unificada original se separó en las cuatro fuerzas que hoy conocemos: gravedad,
electromagnetismo y las fuerzas nucleares fuerte y débil. ¡Y esto fue solo en la primera
diezmilmillonésima de segundo! Las siguientes en formarse fueron las propias
partículas, incluyendo los protones, los neutrones y los electrones. Luego se formaron
los primeros núcleos a partir de protones y neutrones; y luego los núcleos y los
electrones sueltos se mezclaron en un gas llamado plasma (cuarto estado de la materia).
Finalmente, los electrones, los neutrones y los protones se unieron en átomos, los
familiares bloques constituyentes del mundo tal como hoy lo conocemos. En un
instante, este «material» se había extendido hasta proporciones cósmicas.
¿Existe alguna evidencia del big bang? La primera evidencia importante, descubierta en
1965 por Wilson y Penzias, fue la existencia de una radiación de microondas procedente
del espacio profundo (el mismo tipo de radiación que calienta el café). Esta radiación
sería el eco del Big Bang. El Universo nació a partir de un punto muy caliente y ha
estado expandiéndose y enfriándose desde entonces; ahora debería estar a una
temperatura de aproximadamente -270 grados Celsius (3 K), precisamente la
temperatura de la radiación de microondas de los cuerpos celestes. Nuevas mediciones
de la radiación de fondo fueron realizadas con el satélite COBE (Cosmic Background
Explorer) en 1992 y por la sonda WMAP (sonda anisotrópica de microondas
Wilkinson) lanzada por la NASA en 2001. Midió la radiación cósmica de fondo de
microondas y nos dio una imagen con las «arrugas» del Universo primitivo. Estas
mediciones se mejorarán con el nuevo satélite Planck de la Agencia Espacial Europea
(ESA), lanzado en mayo de 2009.
Pero se estarán preguntando, ¿qué había antes del big bang? Muy probablemente, nada,
una nada inestable parecida a un vacío. Por azar, como es teóricamente posible, una sola
partícula densa de materia brotó repentinamente a la existencia. ¿Y cuál es el final de la
historia?
Los científicos están divididos al respecto. El Universo puede seguir expandiéndose…
Adaptado de Ann Rae, Jonas (2007)
a.- Realiza un resumen del texto resaltando las ideas principales.
b.- ¿Cuándo y cómo se originó el Universo según la teoría del Big Bang? ¿Qué es el
Big Bang?
c.- ¿Cuándo, después del Big Bang, hicieron su aparición los primeros átomos en el
Universo? ¿Y la Tierra, la vida, los humanos?
d.- ¿Cómo se pudo materializar la energía a los pocos milisegundos de formarse el
Universo?
e.- ¿Qué es la antimateria? ¿Por qué no se ha detectado antimateria en el Universo?
f.- ¿Cómo se expresa la Ley de Hubble y qué significado tiene para la cosmología
moderna? ¿Cuál es el significado y el valor de la constante de Hubble H0? ¿Qué
significa su inversa 1/H0?
g.- ¿Qué es la radiación cósmica de fondo de microondas y cómo se puede captar?
2.- Indica cuál es el principal elemento que se encuentra en las estrellas. Explica la
relación entre dicho elemento y la capacidad de una estrella para emitir energía.
3.- Indica los componentes de un sistema planetario y explica cómo se produce la
formación de sus planetas.
4.- Indica los componentes de nuestro Sistema Solar. Explica cómo se clasifican los
planetas del mismo.
5.- Explica las razones de la Unión Astronómica Internacional para excluir a Plutón de
la categoría de planetas del Sistema Solar.
6.- Indica las características de los siguientes objetos de los sistemas planetarios:
satélites, asteroides, cometas y meteoritos.
7.- Copérnico demostró que los movimientos planetarios se explicaban de una forma
totalmente diferente de la que se había usado hasta ese momento. ¿En qué teoría se
basó?
a) Geocentrismo. b) Heliocentrismo. c) Planetocentrismo.
8.- Una de las pruebas más fuertes que confirman la teoría del Big Bang está basada en
el estudio del espectro luminoso de galaxias lejanas, ¿en qué efecto se basan estos
estudios?
a) Efecto Slipher. b) Efecto del corrimiento hacia el rojo. c) Efecto Dopler.
9.- Si la densidad de la materia es igual a la densidad crítica del Universo, el Universo
se:
a) Expandirá. b) Contraerá. c) Estabilizará.
10.- La hipótesis nebular afirma que…
a) En un principio existía un protosol sobre el cual se crearon los planetas.
b) En un principio existía una nube de gas y polvo que se contrajo debido a fuerzas por
movimientos de traslación.
c) En un principio existía una nube de gas y polvo que se contrajo debido a fuerzas de
atracción gravitatoria.
11.- Indica qué afirmaciones son correctas:
a) La teoría cosmológica de la «gran explosión» (Big Bang) dice que el Universo tiene
una edad aproximada de 13000 millones de años y que tras la expansión inicial
actualmente está en contracción.
b) El Universo se expandió a partir de un estado inicial extremadamente caliente y
denso con propiedades desconocidas (una singularidad), donde todo lo que hoy es el
Universo estaba comprimido en un punto muy pequeño (infinitesimal).
c) Durante la Fase Inflacionaria, el Universo pasó por una fase de crecimiento muy
rápido.
d) Al expandirse, las fluctuaciones de densidad (habría zonas con más materia),
inicialmente muy pequeñas, dieron lugar a regiones (de densidad mayor) en las que la
materia se agrupó en estrellas, galaxias y otros objetos.
12.- El Universo seguirá expandiéndose indefinidamente si…
a) Es esférico. b) Es cerrado.
c) Es plano. d) Es abierto.
13.- Indica qué afirmaciones son correctas:
a) Una estrella es una esfera formada principalmente por nitrógeno y helio que genera
constantemente energía en su interior mediante reacciones de fisión nuclear.
b) Las estrellas existen gracias al equilibrio entre fuerzas contrarias: la fuerza
gravitatoria que mantiene unida la estrella y la presión de radiación (producida por
reacciones termonucleares) que tiende a separarla.
c) Las estrellas nacen en los centros galácticos de dimensiones colosales.
d) Para que se forme una estrella, la nube molecular tiene que fragmentarse. Cada
fragmento experimenta un proceso de contracción gravitatorio hasta alcanzar la
densidad de la estrella.
14.- Indica qué afirmaciones son correctas:
a) Durante gran parte de la vida de la estrella la energía la obtiene de la fusión del
hidrógeno. Esta etapa de la vida de la estrella se conoce como Secuencia Principal.
b) Cuando la estrella ha agotado casi todo el hidrógeno de su núcleo no puede mantener
las reacciones termonucleares y se hunde bajo su propio peso, como consecuencia se
calienta y será capaz de fusionar el helio dando carbono y, agotar el helio, fusionará el
carbono dando oxígeno.
c) Las estrellas de masa baja e intermedia no conseguirán fusionar los átomos de
carbono y oxígeno en elementos
más pesados. La estrella se expande y se vuelve más fría y luminosa, proceso que la
convierte en una gigante roja.
d) En una supernova se genera una onda de choque de tal magnitud que da lugar a la
formación de los elementos más ligeros del sistema periódico.
15.- El objetivo fundamental de la misión espacial Galileo fue el estudio del planeta…
a) Marte. b) Júpiter. c) Venus. d) Saturno.
16.- Prepara una exposición de 10 minutos sobre cualquiera de los planetas u objetos
que se pueden encontrar en el sistema solar.
17.- Actividades interesantes en la red:
Propuesta CMC o Cultura Científica | astrodidáctica