Trabajo que trata sobre numerosos aspectos del universo: astronomía, científicos, teorías, materia, etc.

1. El universo Ángel López Medina. 1º Bachillerato B.

3. Concepto del universo El universo es la totalidad del espacio y del tiempo, de todas las formas de la materia, la energía y el impulso, las leyes y constantes físicas que las gobiernan. Sin embargo, el término universo puede ser utilizado en sentidos contextuales ligeramente diferentes, para referirse a conceptos como el cosmos, el mundo o la naturaleza. El universo sigue unas normas muy estrictas representadas en valores numéricos, que expresan constantes gravitatorias, electromagnéticas,… en el caso de que estos valores cambiaran, las consecuencias serían un universo mucho más caótico o simplemente este no podría existir. Observaciones astronómicas indican que el universo tiene una edad de 13,73 ± 0,12 millardos de años y por lo menos 93.000 millones de años luz de extensión. En la cosmología moderna, el origen del universo es el instante en que apareció toda la materia y la energía que tenemos actualmente en el universo como consecuencia de una gran explosión. Esta postulación es abiertamente aceptada por la ciencia en nuestros días y conlleva que el universo podría haberse originado hace entre 13.500 y 15.000 millones de años, en un instante definido. En la década de 1930, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble confirmó que el universo se estaba expandiendo, fenómeno que Albert Einstein con la teoría de la relatividad general había predicho anteriormente.

4. Concepto del universo (II) Sin embargo, no se supone un solo modo o modelo de universo; existen teorías, pensamientos, filosofías que engloban o comprenden más de un universo: Multiverso es un término usado para definir los múltiples universos posibles, incluido nuestro propio universo. La idea de que el universo que se puede observar es sólo una parte de la realidad física dio lugar al nacimiento del concepto de multiverso. Los diferentes universos dentro del multiverso son a veces llamados universos paralelos. La estructura del multiverso depende de la hipótesis de multiverso considerada. El concepto de multiverso ha sido supuesto en cosmología, física, astronomía, filosofía, psicología transpersonal y ficción. El término fue acuñado en 1895 por el psicólogo William James. En estos contextos, los universos paralelos también son llamados «universos alternativos», «universos cuánticos»,… El cosmólogo Max Tegmark ha proporcionado una taxonomía para los universos existentes más allá del universo observable. De acuerdo a la clasificación de Tegmark, los niveles definidos pueden ser entendidos como que abarcan y se expanden sobre niveles previos. Teoría de multiverso

5. Astronomía La astronomía es la ciencia que se ocupa del estudio de los cuerpos celestes del Universo, incluidos los planetas y sus satélites, los cometas y meteoroides, las estrellas y la materia interestelar, los sistemas de estrellas llamados galaxias y los cúmulos de galaxias; por lo que estudia sus movimientos y los fenómenos ligados a ellos. Su registro y la investigación de su origen viene a partir de la información que llega de ellos a través de la radiación electromagnética o de cualquier otro medio. La astronomía ha estado ligada al ser humano desde la antigüedad y todas las civilizaciones han tenido contacto con esta ciencia. Personajes como Aristóteles, Tales de Mileto, Anaxágoras, Aristarco de Samos, Hiparco de Nicea, Claudio Ptolomeo, Hipatia de Alejandría, Nicolás Copérnico, Santo Tomás de Aquino, Tycho Brahe, Johannes Kepler, Galileo Galilei, Isaac Newton han sido algunos de sus cultivadores. Es una de las pocas ciencias en las que los aficionados aún pueden desempeñar un papel activo, especialmente en el descubrimiento y seguimiento de fenómenos como curvas de luz de estrellas variables, descubrimiento de asteroides y cometas, etc. <- El Hubble: telescopio ubicado fuera de la atmósfera que observa objetos celestes. Sus maravillosas imágenes han asombrado al mundo. Es el icono de la astronomía moderna.

6. Astrónomos clásicos Aristóteles- Aristarco de Samos- Eratóstenes- Hiparco de Nicea- Hipatia de Alejandría- Tales de Mileto- Anaxágoras- Claudio Ptolomeo- …

7. Astrónomos Clásicos (II) <- Aristóteles (384 a. C. – 322 a. C.) fue un filósofo, lógico y científico de la Antigua Grecia cuyas ideas han ejercido una enorme influencia sobre la historia intelectual de Occidente por más de dos milenios. Aristóteles transformó muchas, si no todas, las áreas del conocimiento que tocó. Es reconocido como el padre fundador de la lógica y de la biología. Aristóteles sostuvo un sistema geocéntrico, en el cual la Tierra se encontraba inmóvil en el centro mientras a su alrededor giraba el Sol con otros planetas. Aristóteles habló del mundo sublunar, en el cual existía la generación y la corrupción; y el mundo supralunar, perfecto. Esta teoría de la Tierra como centro del universo —que a su vez era considerado finito— perduró por varios siglos hasta que Copérnico en el siglo XVI cambió el concepto e introdujo una serie de paradigmas, concibiendo el Sol como centro del universo. -> Aristarco (c. 310 a. C. - c. 230 a. C.) fue un astrónomo y matemático griego, nacido en Samos, Grecia. Él es la primera persona, que se conozca, que propone el modelo heliocéntrico del Sistema Solar, colocando el Sol, y no la Tierra, en el centro del universo conocido. Por aquel entonces la creencia obvia era pensar en un sistema geocéntrico. Pero existían ciertos problemas a tales afirmaciones. Algunos planetas como Venus y, sobre todo, Marte, describían trayectorias errantes en el cielo. Heráclides Póntico encontró una posible solución al problema al proponer que los planetas podrían orbitar el Sol y éste a su vez la Tierra. Sus revolucionarias ideas astronómicas no serían universalmente aceptadas hasta siglos después y el geocentrismo ptolemaico prevaleció en la sociedad hasta el siglo XVI. Por desgracia, del modelo heliocéntrico de Aristarco solo nos quedan las citas de Plutarco y Arquímedes. Los trabajos originales probablemente se perdieron en uno de los varios incendios que padeció la biblioteca de Alejandría.

8. Astrónomos clásicos (III) Eratóstenes (Cirene, 276 a. C.1 - Alejandría, 194 a. C.) fue un matemático, astrónomo y geógrafo griego, de origen cirenaico. A Eratóstenes se le atribuye la invención, hacia 255 a. C., de la esfera armilar que aún se empleaba en el siglo XVII. Determinó que el intervalo entre los trópicos (el doble de la oblicuidad de la eclíptica) equivalía a los 11/83 de la circunferencia terrestre completa, resultando para dicha oblicuidad 23º 51' 19&quot;, cifra que posteriormente adoptaría el astrónomo Claudio Ptolomeo. Según Plutarco, de sus observaciones astronómicas durante los eclipses dedujo que la distancia al Sol era de 804.000.000 estadios, la distancia a la Luna 780.000 estadios y, según Macrobio, que el diámetro del Sol era 27 veces mayor que el de la Tierra. Realmente el diámetro del Sol es 109 veces el de la Tierra y la distancia a la Luna es casi tres veces la calculada por Eratóstenes, pero el cálculo de la distancia al Sol, admitiendo que el estadio empleado fuera de 185 metros, fue de 148.752.060 km, muy similar a la unidad astronómica actual Hiparco fue un astrónomo, geógrafo y matemático griego (nacido en Nicea alrededor de 190 a. C. - y muere alrededor de 120 a. C.). Nace dos años antes de la muerte de Eratóstenes, del que fue sucesor en la dirección de la Biblioteca de Alejandría. Entre sus aportaciones cabe destacar: el primer catálogo de estrellas, el descubrimiento de la precesión de los equinoccios, distinción entre año sidéreo y año trópico, mayor precisión en la medida de la distancia Tierra-Luna y de la oblicuidad de la eclíptica, invención de la trigonometría y de los conceptos de longitud y latitud geográficas. Hipatia (Alejandría, 355 o 370 – ibídem, marzo de 415 o 416) fue una filósofa y maestra neoplatónica griega, natural de Egipto, que se destacó en los campos de las matemáticas y la astronomía, miembro y cabeza de la Escuela neoplatónica de Alejandría a comienzos del siglo V. Seguidora de Plotino, cultivó los estudios lógicos y las ciencias exactas, llevando una vida ascética. Educó a una selecta escuela de aristócratas cristianos y paganos que ocuparon altos cargos, entre los que sobresalen el obispo Sinesio de Cirene —que mantuvo una importante correspondencia con ella—, Hesiquio de Alejandría y Orestes, prefecto de Egipto en el momento de su muerte. Es de destacar su papel en la ciencia, pues a lo largo de la historia la mujer estuvo privada de participar en la ciencia o la política o demás campos de la sociedad. Esfera armilar

9. Astrónomos Edad Media-Moderna Nicolás Copérnico- Alfonso X de Castilla- Azarquiel- Abu abdallah Muhammad ibn Ibrahim al-Fazari- Johannes Kepler- Tycho Brahe- Galileo Galilei- Tomás de Aquino- Sir Isaac Newton- Abu Abdallah Muḥammad ibn Mūsā al-Jwārizmī (Abu Yāffar)

10. Astrónomos Edad Media-Moderna más importantes Nicolás Copérnico (Toruń, Prusia, Polonia, 19 de febrero de 1473 – Frombork, Prusia, Polonia, 24 de mayo de 1543) fue el astrónomo que estudió la teoría heliocéntrica del Sistema Solar, concebida en primera estancia por Aristarco de Samos. Su libro, De revolutionibus orbium coelestium (de las revoluciones de las esferas celestes), suele estar considerado 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. El modelo heliocéntrico es considerado una de las teorías más importantes en la historia de la ciencia occidental. El sistema copernicano (De Revolutionibus Orbium Coelestium). 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 en su órbita alrededor del Sol . Fue colaborador de Tycho Brahe, a quien sustituyó como matemático imperial de Rodolfo II. -Los planetas tienen movimientos elípticos alrededor del Sol, estando éste situado en uno de los 2 focos que contiene la elipse. -Las áreas barridas por los radios de los planetas, son proporcionales al tiempo empleado por estos en recorrer el perímetro de dichas áreas. -El cuadrado de los períodos de la orbita de los planetas es proporcional al cubo de la distancia promedio al Sol. Tycho Brahe (Castillo de Knutstorp, Escania, 14 de diciembre de 1546 - Praga, 24 de octubre de 1601), astrónomo danés, considerado el más grande observador del cielo en el período anterior a la invención del telescopio. Hizo que se construyera Uraniborg, un palacio que se convertiría en el primer instituto de investigación astronómica. Los instrumentos diseñados por Brahe le permitieron medir las posiciones de las estrellas y los planetas con una precisión muy superior a la de la época. Atraído por la fama de Brahe, Johannes Kepler aceptó una invitación que le hizo para trabajar junto a él en Praga. Tycho pensaba que el progreso en astronomía no podía conseguirse por la observación ocasional e investigaciones puntuales sino que se necesitaban medidas sistemáticas, noche tras noche, utilizando los instrumentos más precisos posibles.

11. Astrónomos Edad Media-Moderna más importantes (II) Galileo Galilei (Pisa, 15 de febrero de 1564 - Florencia, 8 de enero de 1642), fue un astrónomo, filósofo, matemático y físico italiano 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 teorías asentadas de la física aristotélica y su enfrentamiento con la Inquisición romana de la Iglesia Católica Romana suele presentarse como el mejor ejemplo de conflicto entre religión y ciencia en la sociedad occidental. . Sir Isaac Newton (25 de diciembre de 1642 JU – 20 de marzo de 1727 JU; 4 de enero de 1643 GR – 31 de marzo de 1727 GR) fue un físico, filósofo, teólogo, inventor, alquimista y matemático inglés, autor de los Philosophiae naturalis principia mathematica, más conocidos como los Principia, donde describió la ley de gravitación universal y estableció las bases de la mecánica clásica mediante las leyes que llevan su nombre. Entre sus otros descubrimientos científicos destacan los trabajos sobre la naturaleza de la luz y la óptica (que se presentan principalmente en su obra Opticks) y el desarrollo del cálculo matemático. Azarquiel trabajó como herrero u orfebre y, a pesar de que parece que era analfabeto, destacó por su destreza en el trabajo de los metales y comenzó a elaborar instrumentos científicos de precisión, como astrolabios, probablemente a petición de los astrónomos árabes y hebreos del reino taifa de Toledo. La comunicación con estos eruditos y la inteligencia de Al-Zarqalí pudo llevarle a una notable comprensión de la ciencia astronómica de forma autodidacta, lo que le llevó a crear innovaciones a partir del astrolabio, como la azafea. Su obra la conocemos fundamentalmente a través de las traducciones que hicieron los especialistas en astronomía encargados de la obra científica del scriptorium real de Alfonso X el Sabio. Así, entre 1225 y 1231 el también judío toledano Yehuda ben Moshe y Guillelmus Anglicus tradujeron su Tratado de la azafea al latín, que fue vertida en los años 1260 al castellano por el mismo judío toledano, llamado en los prólogos de las obras alfonsíes Yehuda Mosca o Mosca el Coheneso.

12. Otros astrónomos de la Edad Media-Moderna En 1250 Alberto Magno (1206-1280) y Tomás de Aquino (1225-1274) incorporan la filosofía aristotélica a la teología católica. Tomás de Aquino realizó numerosas obras, algunas de ellas relacionando al Universo, sus ideas provenientes de Aristóteles y Platón y la Iglesia Católica dominante en aquella época. Abu Abdallah Muḥammad ibn Mūsā al-Jwārizmī (Abu Yāffar) ( أبو عبد الله محمد بن موسى الخوارزمي ابو جعفر ), conocido generalmente como al-Juarismi, fue un matemático, astrónomo y geógrafo persa musulmán chií, que vivió aproximadamente entre 780 y 850. De su tratado sobre astronomía, Sindhind zij, se han perdido las dos versiones que escribió en árabe. Esta obra se basa en trabajos astronómicos indios &quot;a diferencia de manuales islámicos de astronomía posteriores, que utilizaron los modelos planetarios griegos del 'Almagesto' de Ptolomeo&quot;. El texto indio en que se basa el tratado es uno de los obsequiados a la corte de Bagdad alrededor de 770 por una misión diplomática de la India. En el siglo X al-Maŷriti realizó una revisión crítica de la versión más corta, que fue traducida al latín por Adelardo de Bath; existe también una traducción latina de la versión más larga, y ambas traducciones han llegado hasta nuestro tiempo. Los temas principales cubiertos en la obra son los calendarios; el cálculo de las posiciones verdaderas del Sol, la Luna y los planetas; tablas de senos y tangentes; astronomía esférica; tablas astrológicas; cálculos de paralajes y eclipses; y visibilidad de la Luna. Rozenfel'd analiza un manuscrito relacionado sobre trigonometría esférica, atribuido a al-Juarismi. Abu abdallah Muhammad ibn Ibrahim al-Fazari (f. 796 o 806) fue un filósofo, matemático y astrónomo musulmán. No confundir con su padre Ibrahim al-Fazari, también astrónomo y matemático. Mientras que algunas fuentes se refieren a él como árabe, otras fuentes dicen que era persa. Al-Fazari tradujo muchos libros científicos al árabe y al persa. Se dice que construyó el primer astrolabio en el mundo islámico. Junto con Yaqub ibn Tariq y su padre, ayudó a traducir el texto astronómico indio de Brahmagupta (quien vivió en torno al siglo VII), el Brahmasphutasiddhanta, al árabe como Az-Zīj ‛alā Sinī al-‛Arab o el Sindhind. Esta traducción fue quizás el medio mediante el cual los números arábigos fueron transmitidos desde la India al Islam. Alfonso X de Castilla se preocupó mucho en el aspecto educacional y cultural. De su extensa obra destacan: el Fuero Real de Castilla, el Espéculo y las Siete Partidas, entre las jurídicas; las Tablas alfonsíes, entre las astronómicas; y entre las de carácter histórico, la Estoria de España y la Grande e General Estoria o General Estoria, obra de historia universal.

13. Astrónomos Contemporáneos Albert Einstein- Friedman Alexander Alexandrovich- Georges Lemaître- Edwin Hubble- George Gamow- Fred Hoyle

14. Astrónomos Contemporáneos (II) El esfuerzo de Einstein lo situó inmediatamente entre los más eminentes de los físicos europeos, pero el reconocimiento público del verdadero alcance de sus teorías tardó en llegar; el Premio Nobel de Física, que se le concedió en 1921 lo fue exclusivamente «por sus trabajos sobre el movimiento browniano y su interpretación del efecto fotoeléctrico». En 1909, inició su carrera de docente universitario en Zurich, pasando luego a Praga y regresando de nuevo a Zurich en 1912 para ser profesor del Politécnico, en donde había realizado sus estudios. En 1914 pasó a Berlín como miembro de la Academia de Ciencias prusiana. El estallido de la Primera Guerra Mundial le forzó a separarse de su familia, por entonces de vacaciones en Suiza y que ya no volvió a reunirse con él. Einstein realizó numerosas obras, teorías y documentos científicos; en 1915, con la teoría de la relatividad general, proporciona una descripción matemática del universo, pero da una respuesta errónea a la existencia de un cosmos eterno y estático. Numerosas guerras y conflictos, tanto sociales como personales, afectaron en sus investigaciones. Friedman, Alexander (17 (29) .06.1888 – 09.16.1925), un científico soviético, uno de los fundadores de la meteorología dinámica y moderna. Grandes obras en la hidrodinámica, la meteorología dinámica, la física teórica y otros en 1922 trajo una ecuación general para la vorticidad, que se ha convertido en fundamental en la teoría de las previsiones meteorológicas. En 1924 – 1925 Friedman común. con L. Keller dijo que la estructura del sistema de las características del flujo turbulento, y construyó un sistema completo de ecuaciones relacionadas con las fluctuaciones de velocidad y presión en los dos puntos de la corriente en diferentes puntos en el tiempo. Estos trabajos sentaron las bases de la moderna teoría estadística de la turbulencia. En 1922 – 1924 propuso un modelo del universo no estacionario, lo que constituyó la base de la cosmología moderna. Premio. Lenin (1931, muerte). Georges Lemaître (Charleroi, 1894 - Lovaina, 1966) Astrónomo belga a quien se debe una primera formulación de la teoría cosmológica del big-bang acerca del origen del universo. En 1927 descubrió una solución para las ecuaciones relativistas de Einstein, que ofrecían como resultado un universo en expansión. La idea se le ocurrió cuando conoció a su colega Edwin Hubble, que demostraba que el universo estaba en expansión. A partir de esto, Lemaître elaboró la hipótesis de que toda la materia del universo en el momento del origen estaba concentrada en un átomo primordial, cuya explosión habría determinado el comienzo de la expansión y la creación de la materia.

15. Astrónomos Contemporáneos (III) Edwin Powell Hubble ; Marshfield, EE UU, 1889-San Marino, id., 1956) Astrónomo estadounidense. Aunque se graduó en derecho por la Universidad de Oxford, tras sólo un año como abogado abandonó la práctica legal e ingresó en la Universidad de Chicago para estudiar astronomía, disciplina en la que se doctoró en 1917. Entre 1922 y 1924, en base a un concienzudo estudio de cierto tipo de estrellas denominadas cefeidas, estableció la existencia de nebulosas situadas fuera de la Vía Láctea. Estos cuerpos celestes constituirían, según Hubble, galaxias en sí mismas, tesis que de inmediato cambió la noción vigente sobre las auténticas dimensiones del cosmos y abrió el camino a la exploración extragaláctica (esto es, más allá de la Vía Láctea). Seguidamente afrontó la tarea (1926) de su clasificación en función de su forma, clasificación que continúa vigente hoy día. El estudio pormenorizado de su estructura le permitió realizar otro hallazgo fundamental, a saber, que las nebulosas extragalácticas se alejan de la Vía Láctea y que lo hacen a mayor velocidad cuanto más alejadas se encuentran de ella. Las implicaciones de dicho descubrimiento pronto resultaron evidentes: el universo, durante largo tiempo considerado estático, en realidad estaba en expansión. George Gamow (Odessa, 1904 - Boulder, 1968) Físico estadounidense de origen ruso conocido por sus trabajos en el campo de la bioquímica y la astrofísica. Ya adquirida la nacionalidad estadounidense, durante los años de la Segunda Guerra Mundial fue llamado por el gobierno, como muchos otros científicos, para trabajar en el proyecto de la bomba atómica. Junto con Ralph Alpher desarrolló una teoría sobre la creación de los elementos químicos, basada en la explosión originaria de un átomo primitivo, conocida popularmente como Big Bang, que Georges Lemaître formuló en 1931 y que él contribuyó a divulgar; asimismo, desarrolló la teoría denominada Gamow-Teller y profundizó en el descubrimiento de Hans Bethe sobre el ciclo que produce la energía estelar. Fue uno de los primeros científicos en contradecir la idea del enfriamiento del Sol, y en cambio, defender su progresivo calentamiento como posible causa de la extinción de la vida terrestre. Fred Hoyle (Bingley, Reino Unido, 1915) Astrónomo británico. Estudió y fue profesor de astronomía en la Universidad de Cambridge. De 1967 a 1973 dirigió el Instituto de Astronomía Teórica de la misma universidad. En 1957 fue elegido miembro de la Royal Society. Hoyle es uno de los más tenaces defensores de la teoría del universo propuesta por Thomas Gold y Hermann Bondi, la teoría del estado estacionario, según la cual la continua expansión del universo vendría compensada por una constante creación de materia, que mantendría inalterada su densidad. Por el contrario, la mayoría de los cosmólogos actuales defienden la teoría del big-bang. Hoyle también formuló diversas teorías sobre el origen de las estrellas y el de los elementos, y es autor de numerosas obras de divulgación científica.

16. Astrónomos contemporáneos (IV) Según Stephen Hawking, en los agujeros negros se viola el segundo principio de la termodinámica, lo que dio pie a especulaciones sobre viajes en el espacio-tiempo y agujeros de gusano. Stephen William Hawking (Oxford, 8 de enero de 1942) es un físico, cosmólogo y divulgador científico del Reino Unido.Es miembro de la Real Sociedad de Londres, de la Academia Pontificia de las Ciencias y de la Academia Nacional de Ciencias de Estados Unidos. Fue titular de la Cátedra Lucasiana de Matemáticas (Lucasian Chair of Mathematics) de la Universidad de Cambridge hasta su jubilación en 2009. Entre las numerosas distinciones que le han sido concedidas, Hawking ha sido honrado con doce doctorados honoris causa y ha sido galardonado con la Orden del Imperio Británico (grado CBE) en 1982, con el Premio Príncipe de Asturias de la Concordia en 1989, con la Medalla Copley en 2006 y con la Medalla de la Libertad en 2009. Hawking ha trabajado en las leyes básicas que gobiernan el universo. Junto con Roger Penrose mostró que la Teoría General de la Relatividad de Einstein implica que el espacio y el tiempo han de tener un principio en el Big Bang y un final dentro de agujeros negros. Semejantes resultados señalan la necesidad de unificar la Relatividad General con la Teoría Cuántica, el otro gran desarrollo científico de la primera mitad del siglo XX. Una consecuencia de tal unificación que él descubrió era que los agujeros negros no eran totalmente negros, sino que podían emitir radiación y eventualmente evaporarse y desaparecer. Otra conjetura es que el universo no tiene bordes o límites en el tiempo imaginario. Esto implicaría que el modo en que el universo empezó queda completamente determinado por las leyes de la ciencia. Sus numerosas publicaciones incluyen La Estructura a Gran Escala del Espacio-tiempo con G. F. R. Ellis, Relatividad General: Revisión en el Centenario de Einstein con W. Israel, y 300 Años de Gravedad, con W. Israel. Stephen Hawking ha publicado tres libros de divulgación: su éxito de ventas Breve historia del tiempo (Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros), Agujeros negros y pequeños universos y otros ensayos, en 2001 El universo en una cáscara de nuez, en 2005 Brevísima historia del tiempo, una versión de su libro homónimo adaptada para un público más amplio.

17. Origen del Universo

18. Modelo del Universo dinámico y finito: el 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, este modelo se basa en una colección de soluciones de las ecuaciones de la relatividad general, llamados modelos de Friedmann- Lemaître - Robertson - Walker. El término &quot;Big Bang&quot; se utiliza tanto para referirse específicamente al momento en el que se inició la expansión observable del Universo (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. Curiosamente, la expresión Big Bang proviene -a su pesar- del astrofísico inglés Fred Hoyle, uno de los detractores de esta teoría y, a su vez, uno de los principales defensores de la teoría del estado estacionario, quien en 1949, durante una intervención en la BBC dijo, para mofarse, que el modelo descrito era sólo un big bang (gran explosión). No obstante, hay que tener en cuenta que en el inicio del Universo ni hubo explosión ni fue grande, pues en rigor surgió de una «singularidad» infinitamente pequeña, seguida de la expansión del propio espacio. La idea central del Big Bang es que la teoría de la relatividad general puede combinarse con las observaciones de isotropía y homogeneidad a gran escala de la distribución de galaxias y los cambios de posición entre ellas, permitiendo extrapolar las condiciones del Universo antes o después en el tiempo.Una consecuencia de todos los modelos de Big Bang es que, en el pasado, el Universo tenía una temperatura más alta y mayor densidad y, por tanto, las condiciones del Universo actual son muy diferentes de las condiciones del Universo pasado. A partir de este modelo, George Gamow en 1948 pudo predecir que debería de haber evidencias de un fenómeno que más tarde sería bautizado como radiación de fondo de microondas. Esta teoría se ve deformada o modificada a medida que se hallan nuevos descubrimientos como por ejemplo la energía oscura. El Big Bang se compone de varias fases: Era de Plank (inicio), Era de la gran unificación (se separa la gravedad del resto de fuerzas), Era de la inflación (Expansión), Era electrodébil (la fuerza nuclear fuerte se separa, se forman quarks), Era hadrónica (fuerzas separadas, protones y neutrones), Era leptónica (leptones, como electrones y neutrinos), Era de la nucleosíntesis (Hidrógeno), Era de los átomos y de la radiación (Universo transparente y átomos), Era de las galaxias (hasta actualidad, galaxias y expansión). Ilustraciones que representan el origen del universo î

19. Modelo del Universo estático e infinito A comienzos del s.XX el modelo cosmológico aceptado por la comunidad científica era el modelo del Universo estático, eterno e infinito, que ha existido siempre y siempre existirá, es decir, sin comienzo ni fin. En 1917, Albert Einstein expuso su teoría de la relatividad general, que proporcionó la descripción matemática más completa del universo hasta entonces. Sus ecuaciones predecían un modelo de Universo en expansión, pero la idea que tenía el propio Einstein de un cosmos eterno e inmóvil era tan fuerte que introdujo en ellas un factor (la constante cosmológica) para obligar a su modelo a permanecer estático. Modelo del Universo dinámico e infinito: el estado estacionario La Teoría del Estado Estacionario es un modelo cosmológico desarrollado en 1949 por Hermann Bondi, Thomas Gold y Fred Hoyle como una alternativa a la Teoría del Big Bang. Aunque el modelo tuvo un gran número de seguidores en la década de los 50, y 60, su popularidad disminuyó notablemente a finales de los 60, con el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas, y se considera desde entonces como cosmología alternativa.De acuerdo con la teoría del estado estacionario, la disminución de la densidad que produce el Universo al expandirse se compensa con una creación continua de materia. Debido a que se necesita poca materia para igualar la densidad del Universo (2 átomos de hidrógeno por cada m³ por cada 1.000 millones de años), esta Teoría no se ha podido demostrar directamente. La teoría del estado estacionario surge de la aplicación del llamado principio cosmológico perfecto, el cual sostiene que para cualquier observador el universo debe parecer el mismo en cualquier lugar del espacio. La versión perfecta de este principio incluye el tiempo como variable por lo cual el universo no solamente presenta el mismo aspecto desde cualquier punto sino también en cualquier instante de tiempo siendo sus propiedades generales constantes tanto en el espacio como en el tiempo.

20. Materia y Energía Oscura En astrofísica y cosmología física se denomina materia oscura a la materia hipotética de composición desconocida que no emite o refleja suficiente radiación electromagnética para ser observada directamente con los medios técnicos actuales pero cuya existencia puede inferirse a partir de los efectos gravitacionales que causa en la materia visible, tales como las estrellas o las galaxias, así como en las anisotropías del fondo cósmico de microondas presente en el universo. No se debe confundir la materia oscura con la energía oscura. De acuerdo con las observaciones actuales de estructuras mayores que una galaxia, así como la cosmología del Big Bang, la materia oscura constituye del orden del 21% de la masa del Universo observable y la energía oscura el 70%. En cosmología física, la energía oscura es una forma de materia o energía que estaría presente en todo el espacio, produciendo una presión negativa que tiende a acelerar la expansión del Universo, resultando en una fuerza gravitacional repulsiva.2 Asumir la existencia de la energía oscura es la manera más frecuente de explicar las observaciones recientes de que el Universo parece estar expandiéndose con aceleración positiva. En el modelo estándar de la cosmología, la energía oscura actualmente aporta casi tres cuartas partes de la masa-energía total del Universo. Dos posibles formas de la energía oscura son la constante cosmológica, una densidad de energía constante que llena el espacio en forma homogénea, y campos escalares como la quintaesencia, campos dinámicos cuya densidad de energía puede variar en el tiempo y el espacio. De hecho, las contribuciones de los campos escalares que son constantes en el espacio normalmente también se incluyen en la constante cosmológica. Se piensa que la constante cosmológica se origina en la energía del vacío. Los campos escalares que cambian con el espacio son difíciles de distinguir de una constante cosmológica porque los cambios pueden ser extremadamente lentos. La existencia de la materia y la energía oscura es fundamental en las teorías sobre el universo; la presencia o no de estas hacen desencadenar un universo hacia distintos fines (Big Rip, Big Crunch,…). Según estimaciones, resumidas en este gráfico de la NASA, alrededor del 70% del contenido energético del Universo consiste en energía oscura, cuya presencia se infiere en su efecto sobre la expansión del Universo pero sobre cuya naturaleza última se desconoce casi todo.

21. Futuro/Fin del Universo Big Chill-Big Crunch- Universo Pulsante- Big Rip- Big Freeze, … El destino final del Universo es un tema en cosmología física. Las teorías científicas rivales predicen si el Universo tendrá duración finita o infinita. Una vez que la noción de que el Universo empezó con el Big Bang se hizo popular entre los científicos, el destino final del Universo se convirtió en una pregunta cosmológica válida, dependiendo de la densidad media del Universo y la tasa de expansión. Un parámetro importante en las teorías del destino del Universo es el parámetro de densidad, Omega (O), definido como la densidad de materia media del Universo dividido por un valor crítico de esa densidad. Esto crea tres posibles destinos del Universo, dependiendo de si O es igual, menor o mayor que 1. Estos se llaman respectivamente, Universo plano, abierto y cerrado. Estos tres adjetivos se refieren a la geometría global del Universo y no a la curvatura local del espacio-tiempo causadas por pequeñas agrupaciones de masa (por ejemplo, las galaxias y las estrellas). Diagrama de las tres posibles geometrías del universo: cerrado, abierto y plano, correspondiendo a valores del parámetro de densidad Ω0 mayores que, menores que o iguales a 1 respectivamente. En el universo cerrado si se viaja en línea recta se llega al mismo punto, en los otros dos no.

22. Teorías sobre el futuro/fin del universo El destino del Universo viene dado por la densidad del Universo. La preponderancia de las pruebas hasta la fecha, basadas en las medidas de la tasa de expansión y de la densidad, favorecen la teoría de que el Universo no se colapsará. Big Freeze o Heat Death. Este escenario es generalmente considerado como el más probable y ocurrirá si el Universo continúa en expansión como hasta ahora. Sobre la escala de tiempo en el orden de un billón de años, las estrellas existentes se apagarán y la mayor parte del Universo se volverá oscuro. El Universo se aproxima a un estado altamente entrópico. Sobre una escala del tiempo mucho más larga en las eras siguientes, las galaxias colapsarían en agujeros negros con la evaporación consecuente vía la radiación de Hawking. En algunas teorías de la gran unificación, la descomposición de protones convertirá el gas interestelar subyacente en positrones y electrones, que se recombinarán en protones. En este caso, el Universo indefinidamente consistirá solamente en una sopa de radiación uniforme que estará ligeramente corrida hacia el rojo con cada vez menos energía, enfriándose.El Big Freeze es un escenario bajo el que la expansión continúa indefinidamente en un Universo que es demasiado frío para tener vida. Podría ocurrir bajo una geometría plana o hiperbólica, porque tales geometrías son una condición necesaria para un Universo que se expande por siempre. Un escenario relacionado es la Muerte térmica, que dice que el Universo irá hacia un estado de máxima entropía en el que cada cosa se distribuye uniformemente y no hay gradientes, que son necesarios para mantener el tratamiento de la información, una forma de vida. El escenario de Muerte térmica es compatible con cualquiera de los tres modelos espaciales, pero necesita que el Universo llegue a una eventual temperatura mínima. Big Rip . En un Universo abierto, la relatividad general predice que el Universo tendrá una existencia indefinida, pero con un estado donde la vida que se conoce no puede existir. Bajo este escenario, la energía oscura causa que la tasa de expansión del Universo se acelere. Llevándolo al extremo, una aceleración de la expansión eterna significa que toda la materia del Universo, empezando por las galaxias y eventualmente todas las formas de vida, no importa cuanto de pequeñas sean, se disgregarán en partículas elementales desligadas. El estado final del Universo es una singularidad, ya que la tasa de expansión es infinita. Big Bounce . Según algunos teóricos del Universo oscilante, el Big Bang fue simplemente el comienzo de un período de expansión al que siguió un período de contracción. Desde este punto de vista, se podría hablar de un Big Crunch, seguido de un Big Bang, o, más sencillamente, un Gran Rebote. Esto sugiere que podríamos estar viviendo en el primero de todos los universos, pero es igualmente probable que estemos viviendo en el universo dos mil millones parte (o cualquiera de una secuencia infinita de universos). Multiverso . El multiverso (conjunto de Universos paralelos) es un escenario en el que aunque el Universo puede ser de duración finita, es un Universo entre muchos. Además, la física del multiverso podría permitirles existir indefinidamente. En particular, otros Universos podrían ser objeto de leyes físicas diferentes de las que se aplican en el Universo conocido.

23. Teorías sobre el futuro/fin del universo (II) Big Crunch . La teoría del Big Crunch es un punto de vista simétrico del destino final del Universo. Justo con el Big Bang empezó una expansión cosmológica, esta teoría postula que la densidad media del Universo es suficiente para parar su expansión y empezar la contracción. De ser así, se vería cómo las estrellas tienden a ultravioleta, por efecto Doppler. El resultado final es desconocido; una simple extrapolación sería que toda la materia y el espacio-tiempo en el Universo se colapsaría en una singularidad espaciotemporal adimensional, pero a estas escalas se desconocen los efectos cuánticos necesarios para ser considerados (Véase Gravedad cuántica). Este escenario permite que el Big Bang esté precedido inmediatamente por el Big Crunch de un Universo precedente. Si esto ocurre repetidamente, se tiene un universo oscilante . El Universo podría consistir en una secuencia infinita de Universos finitos, cada Universo finito terminando con un Big Crunch que es también el Big Bang del siguiente Universo. Teóricamente, el Universo oscilante no podría reconciliarse con la segunda ley de la termodinámica: la entropía aumentaría de oscilación en oscilación y causaría la muerte caliente. Otras medidas sugieren que el Universo no es cerrado. Estos argumentos indujeron a los cosmólogos a abandonar el modelo del Universo oscilante. Una idea similar es adoptada por el modelo cíclico, pero esta idea evade la muerte caliente porque de una expansión de branas se diluye la entropía acumulada en el ciclo anterior. Falso vacío . Si el vacío no es el estado de energía más bajo (un falso vacío), se podría colapsar en un estado de energía menor. Esto es llamado evento de metaestabilidad del vacío. Esto fundamentalmente alteraría el Universo, las constantes físicas podían tener valores diferentes, severamente afectando a los fundamentos de la materia. Niveles indefinidos . El modelo cosmológico multi-nivel postula la existencia de niveles indefinidos del Universo. Mientras la existencia de nuestro nivel del Universo es finita, hay un número indefinido de niveles del Universo cada uno con su principio y / o su fin, pero el completo tiene una existencia infinita. La elección entre estos escenarios rivales se hace 'pesando' el Universo, p.ej., midiendo las contribuciones relativas de materia, radiación, materia oscura y energía oscura a la densidad crítica. Más concretamente, compitiendo con escenarios que son evaluados contra los datos obtenidos en agrupaciones galácticas y supernovas lejanas y en anisotropías en el fondo cósmico de microondas.

24. Medidas de las distancias en el universo Debido a que el Universo se esta expandiendo, la pregunta a qué distancia está aquella galaxia tan distante? es difícil de contestar. Todo depende del punto de vista. Este es el problema de definir una distancia en un Universo en expansion :Ejemplo: Dos galaxias estan cerca cuando el Universo solo tiene mil millones de años de antiguedad. La primer galaxia emite un pulso de luz. La segunda galaxia no recibe el pulso hasta que el Universo tiene 14 mil millones de años de antiguedad. Para ese tiempo las galaxias estan separadas por 26 mil millones de años luz; el pulso de luz ha viajado por 13 mil millones de años luz; y la vista que reciben esas personas en la segunda galaxia es la imagen de la primera galaxia cuando esta solo tenia mil millones de años y estaba solo a 2 mil millones de años luz de distancia. Hay cuatro escalas diferentes en cosmologia : (1) Distancia por Luminosidad – DL. En un Universo en expansion, las galaxias distantes son mucho mas pequeñas de lo normal, debido a que los fotones de luz se estrechan y se esparcen en una gran area. Es este el porque se utilizan grandes telescopios para su observacion. Las mas distantes, solo visibles por el Telescopio Espacial Hubble son tan pequeñas que aparentan estar a unos 350 mil millones de años luz cuando en realidad estan mucho mas cerca.Distancia por Luminosidad no es una escala de distancia realista pero es util para determinar cuan apagadas las galaxias distantes nos parecen. (2) Distancia por Diametro Angular – DA. En un Universo en expansion, nosotros vemos galaxias cerca del borde del Universo cuando ellas eran realmente muy jovenes, hace unos 14 mil millones de años, debido a que su luz tardo 14 mil millones de años en llegar a nosotros. Sin embargo, las galaxias a esa edad estaban tambien mas cerca de nosotros. La galaxia mas apagada y distante que el Hubble puede captar estaba solo a un par de miles de millones de años cuando emitio por primera vez su luz. Esto significa que galaxias mas distantes aparentan ser mas grandes de lo que deberian, porque su luz partio de por ejemplo 3 mil millones de años luz de nosotros, pero en realidad ahora se encuentra a 9 mil millones de años luz (a pesar desto son muy muy apagadas - ver Distancia por Luminosidad). Distancia por Diametro Angular es una buena indicacion de cuan cerca estaban las galaxias de nosotros, cuando emitieron la luz que ahora podemos ver.

25. Medidas de las distancias en el universo (II) (3) Distancia por Comovimiento - DC La Distancia por Comovimiento es la escala de distancia que se expande con el Universo. Esta nos dice donde estan las galaxias ahora y no cuando el Universo era mas pequeño. En esta escala el borde del Universo esta a 47 mil millones de años luz, sin embargo la galaxia mas distante visible por el Hubble esta a unos 32 mil mllones de años luz de nosotros. Distancia por Comovimiento es lo opuesto a Distancia por Diametro Angular - esta nos dice donde estan las galaxias ahora y no donde estaban cuando emitieron su luz. (4) Distancia por Tiempo de Viaje Luz - DT La Distancia por Tiempo de Viaje Luz representa el tiempo que toma la luz desde una galaxia en llegar a nosotros. Esto es el porque de que el Universo visible tiene un radio de 14 mil millones de años luz - esto es simplemente lo que se sabe debido a que la luz de mas de 14 mil millones de años luz todavia no ha llegado a nosotros. La Distancia por Tiempo de Viaje Luz es mas una medida de tiempo que de distancia. Es util principalmente porque nos dice que antigua es la vista de la galaxia que estamos viendo. Para distancias pequeñas (inferiores a 2 mil millones de años luz) las cuatro escalas se fusionan y forman una, por eso es mas facil definir distancias en el Universo local.

26. Medidas de las distancias en el universo (III) La paralaje (del griego παράλλαξις, cambio, diferencia) es la desviación angular de la posición aparente de un objeto, dependiendo del punto de vista elegido. Como se muestra en el esquema, la posición del objeto observado, en O, varía con la posición del punto de vista, en A o en B, al proyectar O contra un fondo suficientemente distante. Desde A el objeto observado parece estar a la derecha de la estrella lejana, mientras que desde B se ve a la izquierda de aquélla. El ángulo AOB es el ángulo de paralaje: ángulo que abarca el segmento AB desde O. En astronomía se define diversos tipos de paralaje. Paralaje: Ángulo formado por la dirección de dos líneas visuales relativas a la observación de un mismo objeto desde dos puntos distintos, suficientemente alejados entre sí y no alineados con él. También suele emplearse este término para referirse a la distancia a las estrellas. En español el término es femenino. Paralaje trigonométrica: Es el ángulo bajo el cual se ve el radio de la órbita de la Tierra, desde una estrella a una distancia normalizada de una unidad astronómica. Se expresa en segundos de arco. La distancia a la estrella es el inverso de la paralaje trigonométrica expresado en parsec; es decir que cuando se dice que la paralaje de Antares es de 0&quot;019, ésta se encuentra a 52,632 parsec o 171,66 años luz. Paralaje solar : Ángulo bajo el que se ve el radio ecuatorial de la Tierra desde el centro del Sol. Vale 8,794148&quot;. Paralaje lunar: Ángulo bajo el que se ve el radio ecuatorial de la Tierra desde el centro de la Luna. Vale 57' 02,608&quot;. El pársec es un caso particular de paralaje trigonométrica. P dista un parsec (pc) del sol porque desde allí el ángulo abarcado por el radio de la órbita terrestre (1 Unidad Astronómica o U.A.) es de un segundo de arco (1&quot;) Paralaje lunar. Tomando como referencia a las Pléyades en la constelación de Tauro, se muestra la posición aparente de la Luna el día 22 de marzo de 1988 a las 10:42 TU, según el punto de observación: Polo Norte, Polo Sur, Ecuador 0º longitud, y Ecuador 180º longitud.

27. Medidas de las distancias en el universo (IV) El efecto Doppler , llamado así por el austríaco Christian Andreas Doppler, es el aparente cambio de frecuencia de una onda producido por el movimiento relativo de la fuente respecto a su observador. Doppler propuso este efecto en 1842 en su tratado Über das farbige Licht der Doppelsterne und einige andere Gestirne des Himmels (Sobre el color de la luz en estrellas binarias y otros astros). El científico neerlandés Christoph Hendrik Diederik Buys Ballot investigó esta hipótesis en 1845 para el caso de ondas sonoras y confirmó que el tono de un sonido emitido por una fuente que se aproxima al observador es más agudo que si la fuente se aleja. Hippolyte Fizeau descubrió independientemente el mismo fenómeno en el caso de ondas electromagnéticas en 1848. En Francia este efecto se conoce como &quot;efecto Doppler-Fizeau&quot; y en los Países Bajos como el &quot;efecto Doppler-Gestirne&quot;. En física y astronomía, el corrimiento al rojo, acercamiento hacia el rojo o desplazamiento hacia el rojo (en inglés: redshift ), ocurre cuando la radiación electromagnética, normalmente la luz visible, que se emite o refleja desde un objeto es desplazada hacia el rojo al final del espectro electromagnético. De manera más general, el corrimiento al rojo es definido como un incremento en la longitud de onda de radiación electromagnética recibidas por un detector comparado con la longitud de onda emitida por la fuente. Este incremento en la longitud de onda se corresponde con un decremento en la frecuencia de la radiación electromagnética. En cambio, el decrecimiento en la longitud de onda es llamado corrimiento al azul. Cualquier incremento en la longitud de onda se llama &quot;corrimiento hacia el rojo&quot;, incluso si ocurre en radiación electromagnética de longitudes de onda no visibles, como los rayos gamma, rayos X y radiación ultravioleta. Esta denominación puede ser confusa ya que, a longitudes de onda mayores que el rojo (p.ej. infrarrojo, microondas y ondas de radio), los desplazamientos hacia el rojo se alejan de la longitud de onda del rojo.

29. Medidas de las distancias en el universo (V) Para medir la distancia de la Tierra a los objetos celestes se utilizan diversas técnicas entre las que se encuentran: la paralaje, el efecto Doppler y el uso del radar. Algunas técnicas, como la del uso del radar o la de paralaje no funcionan para medir distancias de objetos muy lejanos como las galaxias. Esta dificultad fue resuelta en el año de 1912 por Henrietta Swan Leavitt, empleada del observatorio de Harvard en Massachusetts. El trabajo de Leavitt consistía en examinar placas fotográficas tomadas con el telescopio del observatorio de Arequipa, Perú, para localizar estrellas cuya intensidad de brillo varía en periodos de tiempo que pueden medir. Es decir, que después de un intervalo la intensidad de su brillo se repite de manera cíclica. A estas estrellas se les conoce como Cefeidas. Leavitt se percató de la existencia de una relación importante entre la luminosidad y el periodo de las Cefeidas. Encontró que, midiendo el tiempo que tarda cada ciclo, es posible conocer el brillo de la estrella. El descubrimiento de la relación brillo-periodo de las Cefeidas fue de fundamental importancia, ya que si se conoce el brillo de una estrella, es posible calcular la distancia a la que se encuentra. Esto se debe a que su luz disminuye de forma proporcional al cuadrado de la distancia que la separa del observador. Así, por ejemplo, si un foco encendido se observa a un metro, su brillo disminuirá cuatro veces si éste es alejado a dos metros. De la relación brillo-periodo se obtiene el brillo de estas estrellas y con el brillo se puede deducir la distancia a la que se encuentran. La medición de esta distancia a las Cefeidas permite medir la distancia a las galaxias en las que se encuentran.

31. Unidades de medida en el Universo Conceptos básicos Masa: es la cantidad de materia de un objeto. Volumen : es el espacio ocupado por un objeto. Densidad : se calcula dividiendo la masa de un objeto por su volumen. Temperatura: la cantidad de calor de un objeto. La temperatura más baja posible en el Universo es de 273 ºC bajo cero (0º Kelvin), que es no tener ningún tipo de energía. Unidades para medir distancias Medir el Universo es complicado. A menudo no sirven las unidades habituales. Las distancias, el tiempo y las fuerzas son enormes y, como es evidente, no se pueden medir directamente. Para medir la distancia hasta las estrellas próximas se utiliza la técnica del paralaje. Se trata de medir el ángulo que forman los objetos lejanos, la estrella que se observa y la Tierra, en los dos puntos opuestos de su órbita alrededor del Sol. El diámetro de la órbita terrestre es de 300 millones de kms. Utilizando la trigonometría se puede calcular la distancia hasta la estrella. Esta técnica, sin embargo, no sirve para los objetos lejanos, perque el ángulo es demasiado pequeño y el margen de error, muy grande.

32. Unidades de medida en el Universo (II) El brillo de los astros. El brillo (magnitud estelar) es un sistema de medida en que cada magnitud es 2,512 veces más brillante que la siguiente. Una estrella de magnitud 1 es 100 veces más brillante que una de magnitud 6. Las más brillantes tienen magnitudes negativas. Únicamente hay 20 estrellas de magnitud igual o inferior a 1. La estrella más débil que se ha podido observar tiene una magnitud de 23. Declinación : La declinación es la medida, en grados, del ángulo de un objeto del cielo por encima o por debajo del ecuador celeste. Cada objeto describe un &quot;círculo de declinación&quot; aparente. La distancia, en horas, desde éste hasta el círculo de referencia (que pasa por los polos y la posición de la Tierra al inicio de la primavera) es la ascensión del objeto. Combinando la ascensión, la declinación y la distancia se determina la posición relativa a la Tierra de un objecto. Longitud de onda . La longitud de onda es la distancia entre dos crestas de ondas luminosas, electromagnéticas o similares. A menor longitud, mayor frecuencia. Su estudio aporta muchos datos sobre el espacio. http://www.youtube.com/watch?v=oSPIjCZhIK8 Este vídeo explica gráficamente la estructura del universo, con distancias y escalas.

33. Nacimiento, evolución y muerte de estrellas En un sentido general, puede afirmarse que una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia. Adecuadamente, de un modo más técnico y preciso, podría decirse que se trata de una esfera de plasma, que mantiene su forma gracias a un equilibrio de fuerzas denominado equilibrio hidrostático. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que hace el plasma hacia fuera, que tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso típico como el Sol, se mantiene con el suministro de energía producida en el interior de la estrella. Por ello, el equilibrio se mantendrá esencialmente en las mismas condiciones, en la medida en que la estrella mantenga el ritmo de producción energética. Pero dicho ritmo cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades físicas globales del astro, que se conocen como evolución de la estrella. Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H2) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico Inicio de una estrella- Clasificación de las estrellas según la clasificación de Morgan Keenan- Las Pléyades, un cúmulo abierto de la constelación Tauro.

34. Nacimiento, evolución y muerte de estrellas (II) 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. En el siglo XIX aparecen las primeras teorías científicas sobre el origen de su energía: Lord Kelvin y Helmholtz propusieron que las estrellas extraían su energía de la gravedad contrayéndose gradualmente. Pero dicho mecanismo habría permitido mantener la luminosidad delSol durante únicamente unas decenas de millones de años, lo que no concordaba con la edad de la Tierra medida por los geólogos, que ya entonces se estimaba en varios miles de millones de años. Esa discordancia llevó a la búsqueda de una fuente de energía distinta a la gravedad; en la década de 1920 Sir Arthur Eddington propuso la energía nuclear como alternativa. Hoy en día sabemos que la vida de las estrellas está regida por esos 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 y, en segundo lugar, de su metalicidad y su velocidad de rotación así como de la presencia de estrellas compañeras cercanas. Corte transversal de nuestro Sol. Imagen:NASA

35. Nacimiento, evolución y muerte de estrellas (III) Las fases y los valores límites de las masas entre los distintos tipos de posibles evoluciones dependen de la metalicidad, de la velocidad de rotación y de la presencia de compañeras. Así, por ejemplo, algunas estrellas de masa baja o intermedia con una compañera cercana, o algunas estrellas muy masivas y de baja metalicidad, pueden acabar su vida destruyéndose por completo sin dejar ningún remanente estelar.

37. Bibliografía Enlaces/fuentes: Libro de CMC de 1º Bach. Ed. Bruño http://es.wikipedia.org/wiki/Origen_del_Universo http://es.wikipedia.org/wiki/Universo http://es.wikipedia.org/wiki/Multiverso http://es.wikipedia.org/wiki/Astronom%C3%ADa Google imágenes http://es.wikipedia.org/wiki/Arist%C3%B3teles http://es.wikipedia.org/wiki/Aristarco_de_samos http://es.wikipedia.org/wiki/Erat%C3%B3stenes http://es.wikipedia.org/wiki/Hiparco_de_Nicea http://es.wikipedia.org/wiki/Hipatia_de_alejandria http://es.wikipedia.org/wiki/Nicol%C3%A1s_Cop%C3%A9rnico http://www.astromia.com/historia/astromedia.htm http://es.wikipedia.org/wiki/Alfonso_X_de_Castilla#Actividad _literaria_y_cient.C3.ADfica http://es.wikipedia.org/wiki/Azarquiel http://es.wikipedia.org/wiki/Al_Fazar%C3%AD http://es.wikipedia.org/wiki/Johannes_Kepler http://es.wikipedia.org/wiki/Tycho_Brahe http://es.wikipedia.org/wiki/Galileo_Galilei http://es.wikipedia.org/wiki/Tom%C3%A1s_de_Aquino http://es.wikipedia.org/wiki/Isaac_Newton http://es.wikipedia.org/wiki/Al-Juarismi#Astronom.C3.ADa http://www.biografiasyvidas.com/monografia/einstein/

38. Bibliografía (II)/Contraportada http://es.learnedrussian.com/biografia-de-friedman- alexander-alexandrovich.html http://www.biografiasyvidas.com/biografia/l/lemaitre.htm http://www.biografiasyvidas.com/biografia/h/hubble.htm http://www.biografiasyvidas.com/biografia/g/gamow.htm http://www.biografiasyvidas.com/biografia/h/hoyle.htm http://es.wikipedia.org/wiki/Stephen_Hawking http://es.wikipedia.org/wiki/Big_bang http://es.wikipedia.org/wiki/Estado_Estacionario http://es.wikipedia.org/wiki/Materia_oscura http://es.wikipedia.org/wiki/Energ%C3%ADa_oscura http://es.wikipedia.org/wiki/Destino_final_del_Universo http://www.atlasoftheuniverse.com/espanol/redshift.html http://ntic.educacion.es/w3//tematicas/cosmologia/index.html http://www.atlasoftheuniverse.com/espanol/ http://www.particleadventure.org/spanish/ http://www.astronavegador.com/ http://www.astromia.com/universo/medidas.htm http://es.wikipedia.org/wiki/Paralaje http://es.wikipedia.org/wiki/Efecto_Doppler http://es.wikipedia.org/wiki/Corrimiento_al_rojo http://www.cienciorama.unam.mx/index.jsp? pagina=universo&action=vrArticulo&aid=73 http://astronomia.net/cosmologia/ABC.htm http://www.youtube.com/watch?v=oSPIjCZhIK8 http://es.wikipedia.org/wiki/Archivo:2MASS_LSS_chart-NEW_Nasa.jpg http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella#Ciclo_de_vida http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella http://es.wikipedia.org/wiki/Evoluci%C3%B3n_estelar Hecho por Ángel López Medina. Nº 15, 1º Bachillerato B