Nuestro lugar en el universo

Dpto. CCNN. C. M. Contemporáneo 1º Bach. Tema I.E.S. Gil y Carrasco
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NUESTRO LUGAR EN EL UNIVERSO
1. Investigando el universo
2. Modelos del Universo
3. El Sistema Solar
4. El origen del Sistema Solar
5. Más allá del Sistema Solar
6. ¿Cómo está organizado el Universo?
7. EL Big- Bang, el universo en movimiento
8. Viajando hacia el futuro: exoplanetas, la gran sorpresa
Fuentes:
IES Jiménez de la Espada Dpto. Física y Química
IES Gil y Carrasco. Dpto. CCNN

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1. Investigando el Universo ¿qué hay ahí fuera?
Cada cuerpo, cada sustancia emite o absorbe energía de una forma determinada. El espectro
electromagnético o simplemente espectro al conjunto de dichas radiaciones. Todo el
conjunto posible de las ondas electromagnéticas de todos los objetos conocidos aparece en la
figura adjunta
El espectro electromagnético se extiende desde la radiación de menor longitud de onda, como los rayos
gamma y los rayos X, pasando por la luz ultravioleta, la luz visible y los rayos infrarrojos, hasta las ondas
electromagnéticas de mayor longitud de onda, como son las ondas de radio. La energía
electromagnética en una particular longitud de onda λ (distancia entre dos ondas sucesivas) tiene una
frecuencia f asociada (nº vibraciones en unidad de tiempo) y una energía (c). Por tanto, el espectro
electromagnético puede ser expresado igualmente en cualquiera de esos términos. Se relacionan en las
siguientes ecuaciones. Frecuencia y longitud de onda son inversamente proporcionales, a menor
longitud de onda, mayor frecuencia y mayor energía:
, o lo que es lo mismo
Un espectro electromagnético sirve para identificar una sustancia de manera análoga a una
huella dactilar. Así para estudiar el Universo hay telescopios en todo el rango del espectro
electromagnético
– Telescopio de luz visible
Y también
o Radiotelescopio
o Con infrarrojos
o Con rayos u.v
o Con RX
Además hay desplegados multitud de aparatos orbitando para recoger más información
a. Satélite artificial. Los satélites son objetos artificiales que orbitan alrededor de un astro, la
mayoría alrededor de la Tierra. Desde 1957 han sido lanzados al espacio más de 6.000 satélites, ene
estos momentos son operativos unos 1000. Los satélites son cada vez más importantes para la vida en
la tierra. Se utilizan para entretenimiento espacial, seguridad militar, meteorología, comunicaciones,
teledetección, navegación con GPS. El telescopio espacial Hubble se encuentra sobre un satélite
artificial.

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b. Sondas espaciales: son aparatos enviados al espacio para estudiar astros del Sistema Solar, y se
diferencian de un satélite en que no establece una órbita alrededor de un objeto (ya sea la Tierra o el
Sol), sino que se lanzan hacia un objeto concreto, o bien termina con una ruta de escape hacia el
exterior del sistema solar. Las sondas llevan cámaras fotográficas, y analizadores de espectro (ejp.
Voyager 2, Pioner 11, New Horizons, etc.)
c. Estaciones espaciales: están diseñadas para hacer “vida” en el espacio exterior, orbitan la
Tierra, o el cuerpo celeste donde hayan sido puestas en órbita y son el lugar idóneo para estudiar los
efectos a largo plazo del vuelo espacial sobre el cuerpo humano. También albergan laboratorios donde
se realizan importantes estudios científicos sobre aspectos que pueden ser útiles en otros viajes
espaciales.
d. Naves espaciales: tripuladas y sin tripular.
2. Modelos del Universo
Modelo geocéntrico: Ptolomeo
La concepción de nuestro sistema solar evolucionado a lo largo de los siglos estableciéndose
dos sistemas diferentes para explicarlo. En el siglo II d.C., Claudio Ptolomeo planteó un modelo
del Universo con la Tierra en el centro. En el modelo, la Tierra permanece estacionaria
mientras los planetas, la Luna y el Sol describen complicadas órbitas alrededor de ella.
Aparentemente, a Tolomeo le preocupaba que el modelo funcionara desde el punto de vista
matemático, y no tanto que describiera con precisión el movimiento planetario. Aunque
posteriormente se demostró su incorrección, el modelo de Tolomeo se aceptó durante varios
siglos.
En el modelo geocéntrico la Tierra era el centro del universo y con ella la especie humana,
para ella ha sido creada la Tierra y todo lo que le rodea.
El modelo geocéntrico explicaba la alternancia de noches y días, así como los principales
movimientos de las estrellas, pero a medida que se hacían observaciones astronómicas más
precisas, su explicación requería una complicación excesiva del modelo.
Modelo heliocéntrico: Copérnico
En 1492 se descubrió América y se amplió de gran forma la navegación, lo que empezó a
requerir mejores instrumentos navales, así como una mejoría en las técnicas de cartografía
terrestre y estelar. Este hecho significó un importante estimulo para el estudio de la geografía,
la astronomía y las matemáticas. En astronomía, las aportaciones de Nicolás Copérnico
supusieron un cambio radical y un nuevo impulso para una ciencia que estaba dormida.
Copérnico analizó críticamente la teoría de Ptolomeo de un Universo geocéntrico y demostró
que los movimientos planetarios se pueden explicar mejor atribuyendo una posición central al
Sol, más que a la Tierra.
• No hay un centro común a todos los astros.
• La Tierra es el centro de la Luna y de la gravedad.

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• El Sol es el centro del sistema planetario.
• La distancia al Sol es infinitamente pequeña comparada con la que hay a las estrellas fijas.
• La Tierra gira diariamente sobre su eje, dando así la impresión que es el firmamento el
que gira.
• La Tierra y los demás planetas giran en torno al Sol, dando así la impresión de que éste
tiene un movimiento anual.
Galileo
Defiende el modelo heliocéntrico copernicano al que aportó importantísimos datos
derivados de la observación detallada del universo gracias a la utilización del telescopio, que
permitió descubrimientos relevantes como: los satélites de Júpiter y las fases de Venus.
Nuevos descubrimientos contribuyen a perder la perspectiva antropocéntrica y dieron
cuenta de la inmensidad del universo. La estructura del universo es mucho más complicada
que la prevista por Copérnico y sus dimensiones mucho mayores. El Sol tampoco ocupa el
centro del universo. Nuestra galaxia es sólo una entre los millones de galaxias que integran el
universo conocido
3. El Sistema Solar
Está formado por el Sol que es la estrella central y una serie de planetas. Los planetas son
cuerpos celestes que orbitan alrededor del Sol. Tienen suficiente masa como para que su
gravedad supere las fuerzas del sólido rígido, sin objetos sólidos en sus órbitas.
Según su estructura denominamos planetas terrestres / telúricos a aquellos planetas que se
caracterizan por ser pequeños, rocosos, sólidos y con alta densidad. Son terrestres Mercurio,
Venus, Tierra y Marte.
Denominamos planetas jovianos o gaseosos a aquellos planetas que se caracterizan por ser
grandes, con atmosferas muy voluminosas y con baja densidad. Son jovianos Júpiter, Saturno,
Urano y Neptuno
Finalmente, denominamos planetas enanos a aquellos que no han limpiado la vecindad de
su órbita: Ceres, Plutón, Eris.
MERCURIO: Planeta rocoso sin satélites ni atmósfera. Es el más pequeño y cercano al Sol.
VENUS: Planeta rocoso sin satélites. Es el planeta más similar a la Tierra en cuanto a
tamaño, masa y composición. Se puede observar desde la Tierra antes del ocaso.
TIERRA: El único planeta en el que sabemos que existe vida. Se encuentra a una
temperatura superficial media de 15º C.
MARTE: Planeta rocoso, rojo (debido a su gran concentración de óxidos de hierro) y con una
atmósfera ligera y muy poco vapor de agua.

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JÚPITER: Planeta gaseoso, sin una superficie interior definida.
SATURNO: Planeta gaseoso. Único planeta con un sistema de anillos visible desde la Tierra.
URANO: Es el planeta de superficie más uniforme. Presenta color azul-verdoso debido a los
gases que componen su atmósfera (metano, hidrógeno, helio…). Sus anillos no se ven a simple
vista.
NEPTUNO: El gigante gaseoso que fue descubierto matemáticamente.
PLUTÓN: Planeta enano, forma un sistema planetario con su luna Caronte.
Otros cuerpos
Los asteroides, cometas y meteoritos son los cuerpos menores del Sistema Solar. Se
formaron a partir del material sobrante que quedo de la formación del Sol y los planetas
hace 4.600 millones de años. Por este motivo, se los considera verdaderas reliquias o cápsulas
del tiempo.

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ASTEROIDE: Cualquier cuerpo pequeño, rocoso y sin atmósfera que orbita alrededor de una
estrella, pues no tienen la masa necesaria para crear una atmósfera o tener una forma
esférica. En el Sistema Solar se han identificado tres tipos: carbonáceos, silíceos y metálicos. Su
diámetro varía entre algunos metros a cientos de km. La mayoría de los asteroides de nuestro
sistema solar orbita en el campo de asteroides entre Marte y Júpiter. Ceres fue una vez
considerado el asteroide más grande de nuestro sistema solar, hasta que se reclasificó como
planeta enano debido a su masa y forma esférica.
COMETA: Los cometas constan de rocas, polvo y gases congelados. A medida que se acercan
al calor del sol, el hielo en su superficie comienza a derretirse. Esto forma una nube de gas que
se extiende debido al viento solar para formar su famosa cola. Los cometas se originan en un
cinturón de objetos helados más allá de Neptuno (cinturón de Kuiper), donde fueron
eliminados en una órbita más cercana al sol. Sus órbitas solares son típicamente menos de 200
años y son predecibles. Los cometas de período largo que tardan miles de años en completar
una órbita proceden de una región en los confines del sistema solar, conocida como la Nube
de Oort.
METEORO: también conocidos como estrellas fugaces, son fragmento de material
recuperado que ha sobrevivido a su tránsito a través de la atmósfera terrestre. El peso de un
meteorito puede ir desde unos gramos hasta un centenar de toneladas. Los meteoros golpean
la atmósfera a altas velocidades, donde la fricción hace que se quemen. La mayoría de los
meteoros son del tamaño de un guisante o más pequeños y se queman completamente antes
de llegar a la superficie. De vez en cuando, los meteoros más grandes chocan con la superficie,
y sus restos se llaman meteoritos. Según la NASA, los científicos estiman que entre 1.000 y
10.000 toneladas de material meteoritito entran en la atmósfera todos los días.
4. El origen del Sistema Solar
Es el sistema solar se encuentra situado en un brazo de la galaxia Vía Láctea (el brazo de
Orión), a 27.000 años luz del núcleo de la galaxia. Gira a una velocidad de 217 km/s y emplea
226 millones de años en dar una vuelta completa (año cósmico).
Una teoría del origen del Sistema Solar debe explicar las características comunes a los
planetas del Sistema Solar:
1. Los planetas y asteorides tienen la órbita de traslación alrededor del Sol incluidas en la
eclíptica (plano en el que gira la Tierra alrededor del Sol) y su giro se realiza en sentido directo
2. El giro de rotación se realiza en igual sentido (excepción: Venus y Urano)
3. El eje de rotación de muchos de los planetas es casi perpendicular a la eclíptica. Las
excepciones son Urano y Plutón, los cuales están inclinados hacia sus lados.
4. Divididos en planetas interiores (también llamados terrestres o telúricos) y planetas
exteriores o gigantes. Entre estos últimos Júpiter y Saturno se denominan gigantes gaseosos
mientras que Urano y Neptuno suelen nombrarse como gigantes helados. Todos los planetas
gigantes tienen a su alrededor anillos.

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5. Las distancias de separación de los planetas son crecientes partiendo del Sol; de modo
que la distancia de cada planeta es aproximadamente el doble que la del planeta
inmediatamente anterior, aunque esto no se ajusta a todos los planetas.
6. Las órbitas de los planetas son casi circulares
7. Los satélites presentan las mismas características que los planetas pero a menor escala.
¿Cómo se formó el Sistema Solar?
La hipótesis la más aceptada en la actualidad es la de los planetesimales. Hace unos 4.600
millones de años una inmensa nube de gas y polvo sufrió un colapso gravitacional,
probablemente debido a la explosión de una supernova cercana, y comenzó a girar a gran
velocidad. En la nebulosa, los átomos comenzaron a colisionar liberando energía en forma de
calor. El centro acumuló la mayor parte de la masa y, por tanto, se volvió cada vez más
caliente. La nebulosa en contracción empezó a aplanarse, tomando la forma de un disco
protoplanetario con una protoestrella en el centro. Durante unos cientos de miles de años, en
el centro el proto-Sol se va comprimiendo y calentándo más y más. En un momento dado
empieza la fusión dentro del núcleo de la protoestrella, el Sol ha nacido como una estrella de
la secuencia principal.
:
Debido al movimiento de las partículas
estas chocan unas con otras, creándose
acumulaciones de materia. Este proceso es
conocido como acreción, en el que los
planetas comenzaron como granos de polvo
en órbita alrededor de la protoestrella central,
esos pocos miligramos ejercen una atracción
gravitatoria sobre las partículas que los
rodean, y crecen un poco, cuanto más grandes
son más rápido crecen núcleos de materia
Estas acumulaciones de plovo estelar se conocen como planetesimales. Según avanza el
tiempo se producen más colisiones, y algunos planetesimales son absorbidos por otros
mayores. Son ya protoplanetas, y en relativamente poco tiempo alcanzan su tamaño final,
convirtiéndose en planetas.
Una vez el Sol empieza a emitir radiación, el gas y polvo que lo rodea empieza a recibir el
viento solar y son expulsados al medio interestelar. En ese momento, los planetesimales dejan
de crecer: no hay materia poco densa que absorber, pues las moléculas sueltas y partículas de
polvo más pequeñas son expulsadas del sistema.
La zona más interna de ese disco era demasiado cálida para que se condensaran moléculas
volátiles como las del agua y metano, así que los planetesimales que se formaron ahí fueron
relativamente pequeños y compuesto principalmente por silicatos y metales. Más tarde se
convirtieron en planetas terrestres o rocosos. Más lejos, los efectos gravitacionales de Júpiter
hicieron imposible que se unieran los objetos protoplanetarios presentes, dejando detrás el
cinturón de asteroides. Más lejos, Júpiter y Saturno consiguieron atraer material diferente y en
mayor cantidad que los planetas terrestres y se convirtieron en gigantes gaseosos, mientras
que Urano y Neptuno capturaron mucho menos material.

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Origen de la tierra (estructura en capas)
En los primeros instantes de su formación, en la Tierra, los choques con planetesimales
menores que ella serían cada vez más frecuentes. Cada colisión liberaba energía suficiente
como para fundir el objeto impactante y parte del propio planeta en el área del impacto. Los
numerosos choques provocaron un intenso calentamiento que hizo que la Tierra se fundiera
por completo “Gran acontecimiento térmico”. Esta circunstancia fue la clave para la
diferenciación en capas de la Tierra. Al estar fundidos y poder fluir de un lugar a otro, los
materiales terrestres se reordenaron en capas de acuerdo con sus densidades, los más ligeros
migraron al exterior y formaron la atmósfera primitiva.
En ese proceso diferenciador desempeñó un papel importante la acción de la fuerza
gravitatoria. Como consecuencia de la diferenciación geoquímica, el planeta adquirió una
estructura en capas concéntricas, con los materiales más densos acumulados en las zonas más
profundas y los más ligeros progresivamente en capas más externas.
Diferenciación geoquímica primaria La mayor parte del hierro y del níquel precipitaron
hacia el centro de la masa planetaria y constituyeron el origen del núcleo metálico. Parte del
hierro y casi todo el magnesio se combinaron con el oxígeno y el silicio para formar los silicatos
que se acumularon por encima del núcleo, dando lugar al manto silicatado. La corteza
terrestre se originó por segregación de los elementos más ligeros del manto.
Origen de la atmósfera. La fusión de los materiales terrestres durante el “Gran
acontecimiento térmico” provocó una la salida de gases (al igual que ocurre en las erupciones
volcánicas). Algunos de los gases liberados en el proceso escaparon al espacio, los demás
quedaron retenidos por la gravedad y constituyen la atmósfera primitiva.
Origen de la hidrosfera. Posterior al origen de la atmósfera ya que los gases liberados por la
fusión de materiales terrestres incluyen grandes cantidades de vapor de agua. Cuando el
planeta se enfrió el vapor se condensó, precipitó en forma de lluvia sobre una corteza de
temperaturas aún muy altas, con lo que se evaporó nuevamente. Se sucedieron las
condensaciones-precipitaciones-evaporaciones hasta que la temperatura de la corteza

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descendió lo suficiente como para no evaporar el agua de lluvia, ésta rellenó las cuencas del
planeta hasta formar los océanos.
5. Más allá del Sistema Solar
El Universo es un inmenso vacío en el que hay millones de cuerpos visibles (galaxias,
estrellas, planetas, nebulosas, etc.) que ocupan una fracción ínfima (5% del Universo total
aproximadamente)
La materia visible son las galaxias, estrellas,
planetas, etc. formadas principalmente por
un H2 (75%) y He (20%), con un 5% restante
de otros elementos
Otra forma de materia es la llamada materia
oscura, que no es observable sino a través de
sus efectos, es decir, de la atracción
gravitatoria que ejerce sobre la materia
visible
Materia oscura: Durante las décadas de los 70 y 80 se mostró que no había suficiente
materia visible en el universo para explicar la intensidad aparente de las fuerzas
gravitacionales que se dan en y entre las galaxias. Esto condujo a la idea de que hasta un 90%
de la materia en el universo no es materia común, se denominó materia oscura, ya que resulta
imposible detectarla mediante cualquiera de los métodos de estudio actuales. La materia
oscura se ha detectado únicamente a través de su huella gravitacional (crea halos entre
galaxias con diez o doce veces más sustancia de la que podemos ver); no se ha observado en el
laboratorio ninguna partícula que se le pueda corresponder.
.¿Qué hay en el resto? Parece que energía oscura. La llamada energía oscura comprende
aproximadamente el 74% del universo. Su efecto es reconocible en el hecho de que provoca
que la expansión del Universo varíe, haciendo que el espacio-tiempo se expanda más
rápidamente que lo esperado. Se llama en ocasiones la antigravedad y su efecto conduce a la
aceleración de la expansión del Universo.
6. ¿Cómo está organizado el Universo?
A pesar de que existe constancia de la existencia de que la materia oscura constituye la
mayor parte el Universo, como hemos visto, el estudio del mismo se ha limitado a la materia
visible.
a. LAS GALAXIAS
Son sistemas masivos de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo, materia oscura y energía
oscura unidos gravitacionalmente.

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Las galaxias se clasifican según su configuración en:
* Elípticas: Perfil luminoso de una elipse.
* Espiral: Forma circular con brazos curvos envueltos en polvo.
* Irregular: Por perturbación de otras galaxias.
b. LAS ESTRELLAS
Ya hemos hablado del Sol; las estrellas son cúmulos de materia en estado de plasma, en un
proceso de equilibrio hidrostático que genera energía en su interior. Dicha energía se emite al
espacio en forma de radiación electromagnética.
Se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las
inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas.
Las estrellas: nacimiento, evolución y muerte.
La estrella es un astro celeste que tiene luz propia. Las estrellas, igual que nosotros, nacen y
mueren. Desde su formación hasta su destrucción hay una serie de pasos intermedios. Así
encontramos: gigantes rojas, enanas blancas, enanas marrones, enanas negras, supernovas,
estrella de neutrones, pulsares y agujeros negros.
El nacimiento, vida y muerte de una estrella están condicionados por la magnitud de dos
efectos contrapuestos:
Por un lado la fuerza de gravedad hace que la estrella, una vez que ha alcanzado cierta
masa, se contraiga. La energía gravitatoria liberada en el proceso hace que la materia se
caliente hasta que en su núcleo se alcance una temperatura tal que comiencen las reacciones
de fusión del hidrógeno para dar helio.

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Una vez que las reacciones de fusión se han iniciado en el núcleo, la energía liberada y las
partículas (electrones, neutrinos) resultantes ejercen una presión (presión de radiación) que
tiende a expandir la estrella.
Cuando ambas presiones se equilibran la estrella entra en un periodo de estabilidad que
dura aproximadamente el 90 % de su vida. Se dice que la estrella se encuentra en la secuencia
principal.
La estrella permanecerá en la secuencia principal mientras tenga hidrógeno que quemar.
Pero, inevitablemente, llega un tiempo en que el combustible (hidrógeno) se agota. Las
estrellas cuya masa se sitúa alrededor del 1% de la masa del Sol (estrellas enanas) queman su
combustible lentamente, pudiendo permanecer en la secuencia principal billones de años. Las
que tienen una masa similar al Sol lo consumen mucho más rápidamente (4,5 millones de
toneladas por segundo) y lo agotan en sólo unos miles de años, 10.000 millones de años en el
caso del Sol. En el extremo opuesto las estrellas muy masivas (60 veces la masa del Sol,
estrellas gigantes) consumen el hidrógeno muy rápidamente y sólo duran en la secuencia
principal unos pocos millones de años (entre 1 y100).
Cuando el hidrógeno se agota el núcleo de la estrella, formado ahora por helio, se expande
primero para contraerse a continuación a la vez que su envoltura se expande y enfría
convirtiéndose en una estrella mucho más grande y cuya luz tiene un tono rojizo. Se convierte
en una gigante roja. En su núcleo se seguirá generando energía fusionando ahora núcleos de
helio para formar otros elementos tales como el litio, carbono, oxígeno, neón… Cuando todo el
helio se haya consumido la estrella abandona el estado de gigante roja y entra en un periodo
de gran inestabilidad. El núcleo comenzará a contraerse de nuevo (la presión de la gravedad se
hace mayor que la de la radiación del núcleo) lo que aumentará su temperatura permitiendo
que comience la fusión de núcleos más pesados y la consiguiente generación de nuevos
elementos hasta llegar al hierro. En este punto la temperatura alcanza los 5.000 millones de
grados en su núcleo y su fin está próximo, porque la fusión de los átomos de hierro para

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generar elementos más pesados no desprende energía, sino que la absorbe. La fuerza de
gravedad comenzará a comprimir el material de la estrella a la vez que se eleva su
temperatura. El final de la estrella dependerá ahora de su masa:
Si la masa es inferior a 1,2 masas solares (límite de Chandrasekhar) la compresión se detiene
cuando su núcleo alcance la increíble densidad de 10 6 g/cm3. La estrella termina su vida como
una enana blanca. Es demasiado densa para seguir contrayéndose y las reacciones nucleares
han cesado en su núcleo.
Si la masa es superior a 1,2 masas solares puede acabar sus días de dos formas diferentes.
Si la masa es doble que la del Sol terminará estallando como una supernova y esparciendo la
mayor parte de la materia al exterior quedando como residuo una pequeña (y enormemente
densa) estrella de neutrones que gira rápidamente. Su campo magnético atrapará las
partículas cargadas haciendo que emitan una radiación en forma de haz giratorio. Para un
observador que se encuentre en la dirección del haz éste aparecerá como una especie de faro
que aparece a intervalos regulares de tiempo. La estrella se ha convertido en un pulsar.
Una estrella de masa superior que después de explotar como una supernova aún tenga una
masa aún considerable (cinco soles) sufrirá un colapso gravitatorio que la convierte en algo
inimaginablemente denso: un punto de volumen cero con un campo gravitatorio infinito. Esto
es, aparece una singularidad (las ecuaciones de la física no pueden manejar campos
gravitatorios tan infinitos) que se conoce con el nombre de agujero negro.
EL UNIVERSO EN MOVIMIENTO
Los astros que forman el Universo están en continuo movimiento. La fuerza que rige ese
movimiento es la gravedad, y se puede demostrar mediante
- LA LEY DE LA GRAVITACIÓN UNIVERSAL (Newton): Defiende que la atracción entre dos
cuerpos en el Universo es proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional
al cuadrado de la distancia que los separa.
- LA TEORÍA DE LA RELATIVIDAD (Einstein): Masas grandes actúan deformando el espacio a
su alrededor (efecto red).

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Además de los astros, en el Universo existen agujeros negros, que son concentraciones de
materia de altísima densidad, cuyo campo gravitatorio es tan grande que ni la luz escapa de él.
Tienen un punto de no-retorno de 7,7 millones de Kilómetros: A menor distancia, todo es
absorbido por el agujero.
Son detectables mediante los rayos X que emite la materia al precipitarse a gran velocidad
sobre ellos. Se considera que en el centro de la Vía Láctea existe un agujero negro llamado
sagitario a, cuya masa es 3 millones de veces la masa del Sol.
7. Del Big Bang al Big Rip
La idea del Big Bang surge al observarse que las galaxias se separan unas de otras (efecto
Doppler).
Pero, ¿en qué consiste el efecto Doppler?
Es la distorsión que sufren las ondas emitidas por un cuerpo cuando este se encuentra en
movimiento. Así, cuando el emisor de ondas se acerca al receptor, las ondas se comprimen
(menor longitud de la onda). Por ejemplo cuando el coche de la figura (emisor) se acerca al
sujeto 2 (receptor) la onda sonora se comprime.
Sin embargo, cuando el coche
(emisor) se aleja del sujeto 1
(receptor), la onda sonora se
expande pues su longitud de onda
aumenta.
La luz emitida por los cuerpos
celestes también es una onda, cuya
longitud está relacionada con el
color observado mediante la
relación de la figura.
La luz de las galaxias tiende al rojo, por tanto a altas longitudes de onda: Esto significa que la
onda está en expansión o lo que es lo mismo, que EL UNIVERSO SE EXPANDE.
El efecto Doppler se confirmo
cuando Penzias y Wilson descubrieron
la radiación cósmica de fondo, que
llega a todos los puntos del Universo:
Es el eco del Big Bang

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Los científicos calculan que la edad del Universo es de unos 13.700 millones de años.
La teoría más aceptada sobre el origen del Universo es la teoría del Big-bang, literalmente
gran estallido. Debe su nombre a uno de sus más feroces opositores, Fred Hoyle, que utilizó el
término para ridiculizarla en un programa televisado en el año 1950.
La historia del Universo se divide en diversas etapas:
1. Etapa de INFLACIÓN o fluctuación cuántica.
2. Etapa oscura, de FORMACIÓN DE LA MATERIA (primeros quarks).
3. Etapa de ENCENDIDO DEL UNIVERSO (formación de las primeras estrellas).
4. Etapa de FORMACIÓN DE GALAXIAS.
5. Etapa de EXPANSIÓN ACELERADA del Universo.
El Big Bang no es una explosión sino una expansión, constituye el momento en que de la
"nada" emerge toda la materia iniciándose la creación de lo que hoy conocemos como nuestro
Universo.
El Big Bang se considera como una singularidad (una excepción), no un acontecimiento
explicable con las leyes típicas de la física. Con las leyes físicas conocidas no se explican al
completo todos los acontecimientos ocurridos en las fracciones de segundo iniciales del Big-
bang.
El Universo se habría originado a partir de un punto de tamaño infinitesimal que
concentraría toda la energía existente, de densidad y temperatura infinitas, el llamado huevo
cósmico.
Por razones desconocidas, el Universo empezó a expandirse de forma exponencial (período
llamado inflación cósmica). A causa de su elevadísima densidad, la materia existente en los

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primeros momentos del Universo se expandió con rapidez y desde entonces el Universo esté
perdiendo temperatura y densidad.
Detallando más esta teoría, los científicos afirman que el Big Bang no es una explosión de
materia que se aleja para llenar un universo vacío; es el espacio-tiempo el que se extiende.
Hasta ese momento no existía ni el especio ni el tiempo. Es la propia expansión del Universo la
que va creando el espacio y el tiempo. Y es su expansión la que causa el incremento de la
distancia física entre dos puntos fijos en nuestro universo (como analogía, se recurre al
ejemplo de dos puntos dibujados sobre un globo que se alejan según se va inflando éste).
Al terminar la inflación, los componentes materiales del Universo quedaron en la forma de
un plasma de partículas elementales (quarks y gluones) que estaban en movimiento. Con el
crecimiento en tamaño del Universo, la temperatura descendió, y los quarks y los gluones se
combinaron en protones y neutrones. Más tarde, protones y neutrones se combinaron para
formar los núcleos de hidrógeno y de helio, en un proceso llamado nucleosíntesis primordial.
Pasados 300.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron para formar los átomos
(mayoritariamente de hidrógeno y helio) y los elementos más pesados se produjeron más
tarde, dentro de las estrellas.
Al enfriarse el Universo, la materia gradualmente dejó de moverse y su densidad comenzó a
dominar gravitacionalmente sobre la radiación. Así se crearon concentraciones de materia que
posteriormente derivarían en todos los cuerpos estelares que conocemos, galaxias, estrellas,
planetas…
EL ORIGEN DE LOS ELEMENTOS
Las estrellas son “fábricas” de elementos químicos, entre los que el hidrógeno es el más
abundante. A partir de éste han surgido el resto de los elementos conocidos.
Por ejemplo, la fusión de dos átomos de hidrógeno genera un átomo de helio.
Esto se debe a que en el interior de una estrella la temperatura es tan alta que los núcleos,
que se mueven a velocidades cercanas a los 1000 km / s, colisionan entre sí.
Al colisionar se fusionan produciendo los
elementos químicos. El hierro es el último
elemento estable que se forma en una
estrella. Tras su formación el “horno” se
para, no hay energía saliente, la gravedad
actúa y trillones de toneladas de materia
estelar caen hacia el núcleo de la misma a
altas presiones y temperaturas
Esto provoca una fusión nuclear de una enorme magnitud y la liberación de una gran
energía, que genera una SUPERNOVA capaz de lanzar al espacio casi toda la masa de la
estrella.

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¿Cuál es el futuro del Universo?
Existen tres teorías que postulan diferentes evoluciones del Universo dependiendo de la
relación de densidades.
Si la densidad > densidad crítica, la gravedad frena la expansión y en un momento dado el
proceso se invierte hasta producirse un COLAPSO (BIG CRUNCH) también llamado Gran
Implosión. El modelo propone un universo cerrado donde la densidad media del Universo es
suficiente para parar su expansión y empezar la contracción. Según esta teoría la expansión del
Universo irá frenándose poco a poco por efecto de una fuerza de la gravedad predominante,
hasta que el proceso se revierta y comiencen a contraerse todos los elementos que conforman
el Universo, junto con el espacio y el tiempo, volviendo al punto original en el que todo el
universo se comprimirá y condensará en un único punto como el anterior al Big Bang. Así 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.
Si la densidad < densidad crítica, se expande indefinidamente a ritmo lento, frenado por la
gravedad. Muerte lenta y fría en la oscuridad (BIG CHILL) “Gran Frío”. En esta versión el
Universo se seguirá expandiendo eternamente, dado que las fuerzas gravitacionales serán
superadas por las de expansión. Las estrellas existentes se apagarán y la mayor parte del
Universo se volverá oscuro. Las galaxias se colapsarían en agujeros negros. El proceso acabaría
con la muerte fría y oscura del Universo. Este escenario es generalmente considerado como el
más probable.
Si la densidad = densidad crítica, entonces la energía oscura supera a la gravedad. El
Universo se deshace en pedazos (BIG RIP). En un Universo abierto, si la energía oscura es muy
elevada, ésta causa que la tasa de expansión del Universo se acelere y llegará un punto en el
que también disgregará los átomos, por lo que toda la materia quedará destruida. Eso significa
que toda la materia del Universo se disgregará en partículas elementales desligadas. El estado
final del Universo es una singularidad, ya que la tasa de expansión es infinita.
BIG CRUNCH: Universo cerrado
BIG CHILL: universo abierto
BIG RIP: Universo abierto y
plano, desgarrado

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8. Viajando hacia el futuro: exoplanetas, la gran sorpresa
Son planetas en órbitas alrededor de una estrella distinta al Sol. Se descubrieron en 1995.
En 2007 se conocían 271 exoplanetas, la mayoría más grandes que la Tierra. En 2009, la cifra
aumentó a 382. También existen planetas libres, que no orbitan en torno a estrellas.
Pero, ¿qué condiciones son necesarias para la vida en los planetas?
1. Distancia planeta-estrella lo suficientemente grande como para que exista una
temperatura adecuada.
2. Gravedad planetaria suficiente para retener la atmósfera.
3. Núcleo metálico fundido para proteger frente a los rayos γ.
4. Satélite grande para evitar la inclinación del eje de rotación planetario, y por tanto la
variación climática extrema.
5. Tiempo medio de vida estelar para que se desarrolle vida.
6. Existencia de planetas gigantes cercanos, para desviar asteroides.
7. Situación en la Vía Láctea, lejos del centro galáctico (explosión).
¿Cómo se desarrolla esta labor de búsqueda? En parte gracias al telescopio espacial Kepler
(funcionando a partir de 2009), que gira en forma de satélite alrededor del Sol en busca de
nuevos planetas http://www.nasa.gov/kepler. La fuente de los datos es la página del Planetary
Habitability Laboratory (PHL). En la imagen aparecen los planetas los potencialmente
habitables, similares a la Tierra; datos actualizados a 18/472014.

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