El origen del Universo

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TEmario d ela signatura Ciencias Para el Mundo Contemporáneo

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El origen del Universo

  1. 1. El Universo <ul><li>Modelos actuales del Universo </li><ul><li>Modelo estático e infinito.
  2. 2. Modelo dinámico y finito.
  3. 3. Modelo dinámico e infinito. </li></ul></ul>
  4. 4. Mapa conceptual
  5. 5. <ul><ul><li>Modelo estático e infinito. </li></ul></ul>El Universo se considera infiito en tamaño y duracón. No tiene principio ni fin. Se denomina estático porque no hay cambios en las estructuras del mismo. Este modelo no es aceptado por la comunidad científica desde hace siglos, como indicaba la paradoja de Olbers. La Paradoja de Olbers, formulada por el astrónomo alemán Heinrich Wilhelm Olbers en 1823, y anteriormente mencionada por Johannes Kepler en 1610 y por Halley y Cheseaux en el siglo XVIII, es la afirmación paradójica de que en un universo estático e infinito el cielo nocturno debería ser totalmente brillante sin regiones oscuras o desprovistas de luz, como de hecho sucede.
  6. 6. <ul><ul><li>Modelo dinámico y finito. </li></ul></ul>Es el modelo actualmente más aceptado. Según el el universo es finito en el tiempo y en el espacio. Tuvo un principio y tendrá un final. Observaciones astronómicas indican que el Universo tiene una edad de 13,73 ± 0,12 mil millones de años y por lo menos 93 mil millones de &quot;años luz&quot; de extensión. El evento que dio inicio al Universo se denomina Big Bang. En aquel instante toda la materia y la energía del universo observable estaba concentrada en un punto de densidad infinita. Después del Big Bang, el universo comenzó a expandirse para llegar a su condición actual, y lo continúa haciendo. De ahí que se le denomine dinámico.
  7. 7. <ul><ul><li>Modelo dinámico e infinito. </li></ul></ul>También conocido como teoría del estado estacionario. Según este modelo el Universo está en expansión, ( dinámico) pero es infinito en el tiempo. No hubo por tanto un Big Bang donde se creara la materia del Universo. 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.
  8. 8. Big Bang 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 espacio-temporal. Técnicamente, se trata del concepto de expansión del Universo desde una singularidad primigenia, donde la expansión de éste se deduce de una colección de soluciones de las ecuaciones de la relatividad general. Una consecuencia del modelo del 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. Esta elevada concentración de energía derivo en una “explosión” o rápida inflación, de manera que el Universo se expandía a medida que se iba enfriando. En este proceso se fueron formando las distintas estructuras de la materia y del Universo actualmente observables. <ul>Indicios experimentales a favor de esta teoría: <li>El desplazamiento hacia el rojo de la luz de las galaxias
  9. 9. La radiación microondas de fondo </li></ul>
  10. 10. Pruebas de la evolución del Universo Radiación cósmica de fondo Una de las predicciones de la teoría del Big Bang es la existencia de la radiación cósmica de fondo, radiación de fondo de microondas. El universo temprano, debido a su alta temperatura, se habría llenado de luz emitida por sus otros componentes. Mientras el universo se enfriaba debido a la expansión, su temperatura habría caído por debajo de 3.000 K. La radiación en este momento habría tenido el espectro del cuerpo negro y habría viajado libremente durante el resto de vida del universo, sufriendo un corrimiento hacia el rojo como consecuencia de la expansión de Hubble. Esto hace variar el espectro del cuerpo negro de 3.000 K a un espectro del cuerpo negro con una temperatura mucho menor. La radiación, vista desde cualquier punto del universo, parecerá provenir de todas las direcciones en el espacio. En 1965, Arno Penzias y Robert bruto Wilson, mientras desarrollaban una serie de observaciones de diagnóstico con un receptor de microondas propiedad de los Laboratorios Bell, descubrieron la radiación cósmica de fondo. Ello proporcionó una confirmación sustancial de las predicciones generales respecto al CMB —la radiación resultó ser isótropa y constante, con un espectro del cuerpo negro de cerca de 3 K— e inclinó la balanza hacia la hipótesis del Big Bang. Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel por su descubrimiento. En 1989, la NASA lanzó el COBE (Cosmic background Explorer) y los resultados iniciales, proporcionados en 1990, fueron consistentes con las predicciones generales de la teoría del Big Bang acerca de la CMB. El COBE halló una temperatura residual de 2.726 K, y determinó que el CMB era isótropo en torno a una de cada 105 partes. Durante la década de los 90 se investigó más extensamente la anisotropía en el CMB mediante un gran número de experimentos en tierra y, midiendo la distancia angular media (la distancia en el cielo) de las anisotropías, se vio que el universo era geométricamente plano. A principios de 2003 se dieron a conocer los resultados de la Sonda Wilkinson de Anisotropías del fondo de Microondas (en inglés Wilkinson Microwave Anisotropy Probe o WMAP), mejorando los que hasta entonces eran los valores más precisos de algunos parámetros cosmológicos. (Véase también experimentos sobre el fondo cósmico de microondas). Este satélite también refutó varios modelos inflacionistas específicos, pero los resultados eran constantes con la teoría de la inflación en general.
  11. 11. Etapas de la evolución del Universo
  12. 12. Etapas de la evolución del Universo <ul><li>1 Etapas iniciales </li><ul><li>1.1 La era Planck: 10–43 segundos
  13. 13. 1. 2 La Época de la Gran Unificación: 10–33 segundos
  14. 14. 1.3 Inflación cósmica </li></ul></ul><ul><li>2 Edad oscura </li><ul><li>2.1 La época electrodébil: 10–12 s
  15. 15. 2.2 La época del hadrón: 10–6 - 10–2 s
  16. 16. 2.3 Nucleosíntesis: 1 s - 3 minutos
  17. 17. 2.4 Dominación de la materia: 70.000 años </li></ul></ul>
  18. 18. Etapas de la evolución del Universo <ul><li>3 Formación de estructuras </li><ul><li>3.1 Reionización
  19. 19. 3.2 Formación de las estrellas
  20. 20. 3.3 Formación de galaxias
  21. 21. 3.4 Formación de grupos, cúmulos y supercúmulos
  22. 22. 3.5 Formación del Sistema Solar, 8.000 millones de Años
  23. 23. 3.6 Hoy, 13.700 millones de años </li></ul></ul>
  24. 24. Pruebas de la expansión del universo <ul><li>Desplazamiento hacia el rojo del espectro de las galaxias.
  25. 25. Ley de Hubble. </li><ul><li>La velocidad de alejamiento de las galaxias es proporcinal a la distancia a las mismas. </li></ul></ul>
  26. 26. Conceptos físicos <ul><li>Espectros atómicos
  27. 27. Efecto doppler
  28. 28. Cefeidas </li></ul>
  29. 29. Luz o radiación electromagnética longitud de onda (  ) onda larga onda más corta VISIBLE  (m) 10  2 10  3 10  4 10  5 10  6 10  7 10  8 10  9 10  10 10  1 Ondas radio Microondas Infrarrojo Ultra- violeta Rayos X Rayos gamma
  30. 30. Espectros Espectro de absorción: se obtiene cuando un haz de luz blanca atraviesa una muestra de un elemento y, posteriormente, la luz emergente se hace pasar por un prisma (que separa la luz en las distintas frecuencias que la componen)
  31. 31. Espectros Espectro de emisión : se obtiene cuando una muestra gaseosa de un elemento se calienta hasta altas temperaturas y se hace pasar la luz emitida a través de un prisma El espectro de emisión de un elemento es el negativo del espectro de absorción: a la frecuencia a la que en el espectro de absorción hay una línea negra, en el de emisión hay una línea emitida, y viceversa
  32. 32. Efecto Doppler Consiste en una variación de la frecuencia de vibración de una onda (y de su longitud de onda) cuando el foco emisor se acerca o aleja del observador. Cuando el foco se acerca al observador la frecuencia observada por éste aumenta, al llegarle mayor número de ondas en el mismo tiempo. Cuando el foco se aleja del observador la frecuencia observada disminuye, al llegarle menor número de ondas. En el caso del sonido se observan como el sonido es más agudo al acercarse el emisor y más grave al alejarse. En el caso de la luz, este fenómeno se observa cuando la velocidad del foco es muy elevada. Al acercarse al observador la frecuencia aumenta con lo que la luz observada presenta un desplazamiento hacia el color rojo. Cuando el foco se aleja la frecuencia disminuye con lo que se observa un desplazamiento hacia el rojo. Dado que la luz blanca es una mezcla de los colores este fenómeno se observa claramente cuando en el espectro faltan frecuencias, es decir en el espectro de absorción
  33. 33. Cefeidas Para medir la distancia a las estrellas cercanas se emplea el método de la paralaje. No obstante para las galaxias lejanas este método es imposible de aplicar dado que no se pueden medir ángulos extremadamente pequeños. Para ello se emplea el método de las Cefeidas. Las Cefeidas son un clase particular de estrellas variables , cuya luminosidad varía rítmicamente con un período muy regular. Se denominan así por el nombre del prototipo de esta clase, la estrella Delta Cephei , la cuarta en orden de brillo de la constelación circumpolar de Cefeo . Cefeidas como indicadores de distancia Existe una relación, llamada ley período-luminosidad , que vincula directamente la magnitud absoluta de una estrella cefeida con el valor de su período de pulsación. La consecuencia más importante de la relación período-luminosidad es que proporciona un método razonablemente seguro para evaluar la magnitud absoluta de una cefeida. Una vez conocida ésta, es posible conocer la distancia comparando la magnitud absoluta con el brillo aparente (que es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia. Por ejemplo, identificar una cefeida en una galaxia distante y medir su período de pulsación permite conocer inmediatamente su distancia, y con ella, la de la galaxia misma.
  34. 34. Distancia en el UNIVERSO Se denomina paralaje a 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.
  35. 35. Paralaje en astronomía 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. Permite definir el Parsec como unidad de distancia. 1 pársec = 206.265 ua = 3,26 años luz = 3,0857 × 1016 m El pársec es un caso particular de paralaje trigonométrica. P dista un parsec (pc) de la Tierra 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;)
  36. 36. U.A. Y año luz La unidad astronómica (ua) es una unidad de distancia que es aproximadamente igual a la distancia media entre la Tierra y el Sol y cuyo valor, determinado experimentalmente, es alrededor de 149.597.870 km (el v a lor dado en el Sistema Internacional de Unidades es 1,495 978 70 × 1011 m ). Un año luz es la distancia que recorre la luz en el vacío en un año. Un año luz no es una unidad de tiempo, sino de longitud. Un año luz equivale aproximadamente a 9,46 × 10· 12 km, o sea 9.460.500.000.000 km La estrella más cercana al sol es Proxima Centauri que dista 4, 22 años luz o 1,31 pc.
  37. 37. Tamaño del Universo <ul><li>Sistema Solar: 1,5·10 5 UA
  38. 38. Vía Láctea: 15,33 kpc, 50.000 al
  39. 39. Grupo Local: 5.200.000 a
  40. 40. Universo observable: 3896,10 Mpc </li></ul>
  41. 41. Fotos <ul><li>Nebulosas de nuestra galaxia
  42. 42. Fotos de Galaxias
  43. 43. Agujeros Negros y Espacio Profundo
  44. 44. Universo Activo
  45. 45. Nebulosas en la Vía Láctea </li></ul>

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