¿Qué es el universo?El universo lo es todo. Toda la materia y energía junto con el espacio y el tiempo. Las teorías de la física actuales dicen que no hay nada fuera del universo, ni siquiera tiempo y que no se puede salir de él.

¿Cómo está organizado el Universo?• Planetas• Estrellas, gas y polvo

• Galaxias• Cúmulos de galaxias

Según se ha ido conociendo el tamaño y estructura del universo se ha visto su enorme tamaño y la insignificancia de nuestro planeta

Origen del universoCuando se observan galaxias lejanas se detecta el corrimiento hacia el rojo de sus espectros de emisión. Esto significa que cuando más lejos se encuentra una galaxia más rápidamente se aleja de nosotrosEl universo se encuentra en expansión. Si hacemos el cálculo de cuanto espacio han recorrido estas galaxias concluye que hace unos 15.000 millones de años toda la materia del universo estaba junta.

Probado por fondo de microondasLos cálculos del calor que se produjo en el origen del universo, una vez dispersado suponen una temperatura de 3ºK Se ha observado esta temperatura del universo actual en el espectro de microondas, lo que es una prueba fundamental de esta teoría.

Evolución del universo

Eras del universo EdadHiperinflación Fluctuaciones violentas en los niveles de

energía01 s

Big Bang Materia y energía heterogéseos super calientes

1 s1 año

Fondo cósmico de microondas

Aparece la radiación. Llega actualmente hasta nosotros en forma de microondas a 3ºK

1 año 250 ma

Universo oscuro El universo se enfría. Los átomos se hacen neutros y dejan pasar la luz. Se forman nubes de gases por gravedad

250 ma 1.000 ma

Renacimiento cósmico

Se forman las primeras estrellas. La radiación ioniza el gas

1.000 ma6.800 ma

Formación de Galaxias

Formación de galaxias con millones de estrellas. Generación de elementos pesados en el interior de las estrellas y expulsión al medio interestelas

6.800 ma12.700 ma

Estructuras de gran escala

Agrupaciones galácticas en telaraña 12.70013.000 (presente)

Era de las estrellas Evolución estelar hacia enanas marrones, pulsars, quasars, agujeros negros

13.00090 ba

Era degenerada Se extinguen las fuentes de luz, vuelve la oscuridadSe acelera la expansión del universoSe evaporan los agujeros negros.

[~90 trillion - ?]

Estrellas¿Por qué son importantes las estrellas?• Nuestro sol es una estrella, de él recibimos luz que calienta la Tierra y permite la fotosíntesis de la que depende mayor parte la vida en la Tierra En Big bang no se formaron elementos más pesados que el helio. Lo demás lo formaron las estrellas y lo enviaron al espacio. Somos polvo de estrellas

Tipos de estrellasLas estrellas son cuerpos celestes que emiten luz propia pero no todas las estrellas son iguales• Las masas de las estrellas oscilan normalmente entre una décima parte de la solar y 20 veces la masa del Sol.La mayoría de las estrellas son menores que nuestro sol• La temperatura interior siempre es muy elevada (millones de grados) pero la temperatura superficial varía desde menos de 1.000 ºK a más de 30.000 ºK• Su luminosidad es aún más variable; desde diezmilésimas de la solar hasta 100.000 veces mayor• Igualmente su tamaño es muy variable....

Comparación del tamaño de los cuerpos celestesCuando se ponen en un gráfico las estrellas clasificadas por su color (que se corresponde con su temperatura superficial) frente a la luminosidad se obtiene un diagrama como el siguiente:

• La mayoría de las estrellas se agrupan en la secuencia principal, diagonal en la gráfica. En esta secuencia principal las estrellas más brillantes son las de mayor temperatura superficial.• Algunas estrellas son frías pero muy luminosas (Parte superior derecha del diagrama). El motivo es que son de gran tamaño. Se las denomina gigantes rojas• Otras estrellas son poco luminosas calientes, enanas blancas, o frías; enanas marrones.Se encuentran en la parte inferior del diagrama• La mayoría de las estrellas mantienen su emisión de radiación aproximadamente constante durante periodos prolongados de tiempo, pero algunas cambian de brillo en días, semanas o meses, estas son las denominadas estrellas variables Las supernovas mandan al espacio elementos más pesados que el He. O C N Fe Ni..... (Metales para los astrónomos)De ellos pueden nacer nuevas estrellas y planetas

Evolución estelarLa vida de una estrella se puede explicar por las siguientes fuerzas que actúan sobre la materia:• GravedadFuerza siempre atractiva. Actúa a distancia ilimitada. Es proporcional a la masa y al inverso del cuadrado de la distancia.• PresiónFuerza ejercida por el choque de las partículas que forman la estrellaDepende de la densidad de materia y de la temperatura• TemperaturaMedida de la energía cinética de las partículas• Radiación electromagnética

Las estrellas emiten fotones de modo proporcional a su temperatura superficial y su tamaño• Reacciones nucleares de fusiónLos átomos, a altas temperaturas pueden combinarse convirtiéndose en átomos más pesados. Estas reacciones producen inmensas cantidades de energía en forma de calor.Fuerzas nucleares Mantienen la estructura de los átomos. Son muy fuertes pero de corto alcance

Secuencia de acontecimientos en la evolución de una estrella• Una masa de gas no homogénea por perturbación o espontáneamente se contrae por gravedad.• La contracción aumenta temperatura• El aumento de temperatura aumenta presión hasta que se equilibra con la gravedad.• La energía se pierde por radiación al espacio y se vuelve contraer y a aumentar la presión• Al ser la gravedad cada vez mayor la temperatura tiene que ser cada vez más elevada para mantener la estructura del gas en compresión La radiación emitida va cambiando desde el infrarrojo a visible

• El proceso continúa hasta que la presión es suficiente para producir la fusión del hidrógeno en helio. 4 H -> 1 He . Se produce a unos 7 a 20 millones de ºK• Este proceso mantiene a la estrella irradiando durante millones de años (secuencia principal del diagrama HR)Las estrellas grandes al tener mayor temperatura son azules y viven pocos millones de añosLas estrellas menores son rojas y su vida en la secuencia principal es más larga: miles de millones de años.El Sol vivirá unos 10.000 m. a. quemando materia a unos 600 millones TM/sAl agotarse el H el núcleo se contrae y calienta y empieza la fusión de otros elementos más pesados hasta el FeLas temperaturas interiores son mucho más altas 100 millones ºKPero se obtiene mucha menor energíaMientras el núcleo se calienta la periferia se expande y enfría: gigantes rojasSon estrellas inestables:- A veces se producen explosiones: novas - A veces se convierten en estrellas variables, en las que cambia el brillo periódicamente

• El futuro de la estrella depende de la masa De 0.1 a 1.5 veces la masa solar Se van agotando y emitiendo parte de sus capas exteriores (nebulosa planetaria) conirtiéndose en enanas blancas muy densas. La masa solar en el volumen de la tierra d=1 Tm/cm3. Las enanas blancas se convierten progresivamente en enanas marrones al perder temperaturaMasa mayor de 1.5 veces la masa solarDa lugar a una supernova explosiva, que emite tanta radiación como toda una galaxia.

Emite al espacio gran parte de su masa quedando un resto una estrella de neutrones o un agujero negro

Masa menor de 3 veces la solar: Estrellas de neutrones Los átomos no pueden aguantar la gravedad y se combinan protones y electrones formando una especie de átomo gigante de neutronesDiámetro = 20 Km d=100 millones Tm/cm3

Masa mayor de 3 veces la solar: Agujeros negros .La gravedad es tan intensa que no pueden escapar ni los fotonesEl tiempo y el espacio se alteran en su interiorNo sale nada• La materia expulsada por super-novas forma ondas de presión que forman nuevas estrellas y polvo estelar.

Sistemas planetariosEn el proceso de formación de una estrella se forman otros cuerpos celestesMuchas estrellas conocidas son sistemas dobles o múltiplesEn estrellas cercanas se han podido detectar planetas. Se han descubierto decenas de sistemas planetariosLa formación de los planetas parece ser muy variable, no aparece regla general sobre cómo deben ser.

Formación de un sistema planetarioOrigen del Sistema Solar• Formado hace 4.600 milones de años a partir de una nube de gas y polvo Probablemente una supernova próxima inestabiliza la nube y hace que se contraiga además de proporcionar elementos pesados adicionales

Gas mayoritariamente H y HePolvo: silicatos, óxidos de Fe y otros metalesVolátiles: agua, metano, amoniaco

Composición del Sistema Solar

• La rotación hace que la nube se aplane en un disco• La contracción hace que se caliente• Las partículas de polvo se condensan por colisión al aproximarse sus órbitas hasta formar cuerpos de unos pocos Kg: planetesimales• En las zonas internas empieza a hacerse notar la radiación inicial del Sol y desaparecen las sustancias volátiles• En zonas más alejadas las partículas son capaces de captar gases y con ello aumenta mucho su masa• La acreción (aumento de masa por choques) de los planetesimales da lugar a planetas (hasta 1.000 km de diámetro)• Los planetas en formación barren sus órbitas haciéndose circulares y en un plano. El material de la órbita es incorporado al planeta o bien es expulsado.• La acreción en los planetas genera calor. Provoca la fusión parcial o total del cuerpo y su diferenciación por densidades.Esta diferenciación por densidades genera aún más calorEl núcleo de los grandes planetas permanece aún fundido a varios miles de gradosSe destilan gases que pueden dar lugar a atmósferas• La acreción duró unos 100 millones de años con planetesimales grandes. Luego fueron expulsados o incluidos en los ocho planetas.• Al final del periodo de acreción parecen haberse producido choques catastróficos entre cuerpos de gran masa que explican el satélite de la Tierra o la inclinación de los ejes de Venus o Urano.• En cuerpos sin erosión ni vulcanismo quedan huellas de este periodo: saturación de impactos en superficie.Los planetesimales subsisten a grandes distancias 10.000 - 100.000 UA. (Cometas)

Estructura de nuestro sistema planetario• Formado por una estrella única, el Sol con la mayor parte de materia y masa del sistema. La masa del sol es 330.000 veces la masa de la Tierra. . 700 veces más masa que el resto del sistema solar en conjunto.• Masa total de los planetas: 446 veces la masa de la Tierra. El 70% de esta masa la tiene Júpiter

• El resto del sistema (asteroides, planetas menores, cometas, gas, polvo) aproximadamente 1 masa terrestre

Comparación de escalasPara hacerse una idea de las dimensiones del sistema solar es conveniente reducirlo a escalas con las que estemos más familiarizados:

Diámetro de la Tierra

Diámetro del Sol

Distancia Tierra - Sol

Distancia Sol - Plutón

Distanciaa Centauri

Diámetro de la Galaxia

Tamañoreal 13.000 Km 1.4 E6 Km 150 E6 Km 6 E9 Km 40 E12Km 1 E15 KmTierra= 1cm 1cm 1m 107 m 4.2 Km 29.000Km 800.000KmSol = 1mm 1 mm 11 cm 4.2 m 29 Km

Planetas interiores rocosos Núcleo de Hierro. Capa de silicatos. Atmósferas poco importantes Densos: Aproximadamente 5 g/cm3 Si son suficientemente grandes conservan vulcanismo y tectónica MercurioPequeño, muy denso, sin atmósfera, sin tectónicaVenus Similar en tamaño a la Tierra. Atmósfera densa. Temperatura superficial muy elevada. Tectónica. VulcanismoTierra Atmósfera de N2 y O2. Tectónica. VulcanismoLuna - Similar a planetas interiores. Sin tectónica recienteMarteAtmósfera muy tenue CO2. Vulcanismo

Planetas exteriores gaseosos• Núcleo pequeño de Hierro y silicatos. Capa de NH3 CH4 H2O H2 y He. Atmósfera muy potente• Poco densos 1 - 2 g/cm3• Muy grandes• Vientos potentes en la atmósfera.• Abundantes satélites y generalmente anillosJúpiterEl gigante del sistemaSaturnoSimilar a Júpiter. Anillos muy importantesUrano - Neptuno

Satélites de los planetas gigantes• Núcleo pequeño de hierro y silicatos• Grandes masas de agua sólida o líquida (interior)• En los muy fríos atmósferas de metano y amoniaco• Bastantes de ellos de gran tamaño• La presencia de agua líquida interna y atmósferas de hidrocarburos les hace candidatos a albergar vida Los mayores (más de 2000 km de diámetro) son:

Io (Júpiter) - Vulcanismo extremo causado por mareas Europa (Júpiter) - Satélite de hielo. Tectónica Ganímedes (Júpiter) - Satélite de hielo Calisto (Júpiter) - Satélite de hielo Titán (Saturno) - Atmósfera importante. Mares de metano Tritón (Neptuno)

Asteroides• Cinturón de rocas restos de un planeta que no se formó debido a la proximidad de Júpiter• Desviadas con frecuencia de sus órbitas van colisionando con los planetas del sistema solar• Cuerpos rocosos o metálicos• El mayor es Ceres de 900 km de diámetro• Puede haber hasta dos millones de asteroides mayores de 1 Km• Hasta 150 millones mayores de 100 m• Lista de asteroides

Planetas enanos externos (plutoides)

• Mayoritariamente de hielo de agua, metano y amoniaco Núcleo de silicatos...• Muy fríos • Órbitas muy elípticas y alejadas del sistema solar. Cinturon de Keiper• Poco densos: 2 g/cm3Plutón - CaronteEris (Xena)SednaOrcus MakemakeHaumea

Cometas• Semejantes a planetesimales originales• Desarrollan una cola cuando se acercan al Sol producto de la evaporación de sus compuestos volátiles.• Se van desintegrando• Responsables de lluvias de meteoritosProceden de la nube de Oort.Una zona de miles de miles de millones de cuerpos de hieloMasa total unas masas solares (unas 5)