2. “Si se quiere hacer una tarta de manzana partiendo de cero,
hay que inventar primero el universo”

3. Tanto el googol: 10¹º'° como el googol plex: 10¹º'°°
están tan lejos del infinito como cualquier otro
número.
Utilizamos un símbolo
para representarlo:

4. Es la unidad de materia más pequeña de un elemento
químico que mantiene su identidad o sus propiedades, y
que no es posible dividir mediante procesos químicos.
Podemos distinguir dos
partes:
· Núcleo
· Protones (p+), con carga +
· Neutrones (n0), sin carga
· Corteza
· Electrones (e-), con carga -
http://www.youtube.com/watch?v=Zw_P7-5PJXg ( 4’ 30’’ a 7’ 30’’)

5. El átomo presenta algunas propiedades que permiten
identificarlo. Entre ellas destacan:
*El número atómico: indica el número de
protones presentes en el núcleo del átomo, que
coincide con el número de electrones.
*La masa atómica: cifra que indica la masa de un
átomo, expresada en unidades de masa atómica
(uma), que no puede ser registrada ni por la
balanza mas sensible.
*La posible presencia de isótopos: átomos que
tienen el mismo número atómico (se trata del
mismo elemento), pero distinto número másico, es
decir, tienen diferente el número de neutrones.

6. Formas isotópicas del hidrógeno. Un átomo contiene
protones y neutrones. Los isótopos difieren por el
número de neutrones. Además del hidrógeno
normal, hay dos isótopos suyos llamados deuterio y
tritio. Son hidrógenos pesados, cuyo núcleo además
de un protón posee uno o dos neutrones. Existen en
la naturaleza en diminutas cantidades.

8. Podemos decir que el Universo, con toda su multiplicidad, sólo
consta de protones y electrones (un neutrón fuera del núcleo
atómico se desintegra al cabo de unos 17 minutos en un p+ y un e-).
La envoltura electrónica determina las propiedades del material.
Por ello los elementos de distinto número atómico son diferentes
químicamente, porque su envoltura electrónica es distinta.
Representación
artística de un átomo
en el que destaca su
envoltura electrónica.

9. Es decir, que un pedazo de hierro de un globo aerostático, por mucho
que se diferencie del gas de hidrógeno contenido en él, está compuesto,
como el gas, por un conjunto de protones y electrones. Si pudiéramos
apartar 56 átomos de hidrógeno y ordenar como quisiéramos sus 56
protones y sus 56 electrones, tomando 30 electrones y un número igual
de protones para construir 30 neutrones, estos 30 neutrones sumados a
los 26 protones que quedaban del número original se unirían formando
un núcleo atómico; y si al final dejáramos que los 26 electrones
restantes se movieran alrededor de este núcleo, tendríamos un átomo
de hierro (Fe) formado a partir de los 56 átomos de hidrógeno.

10. Podemos encontrar 92 tipos diferentes de átomos en
la naturaleza, de los cuales sólo 25 son esenciales.
De esos 25, sólo 4 forman parte de la constitución
humana: carbono, hidrógeno, oxígeno y nitrógeno
También existen átomos creados por el ser humano

11. Si tomáramos cuatro átomos de hidrógeno y fabricáramos dos
neutrones con dos electrones y dos protones suyos, que luego
uniríamos a los protones restantes para formar un núcleo
atómico, tendríamos otro núcleo de número másico 4 y de
número atómico 2, alrededor del cual podrían girar los dos
electrones restantes. Habríamos fusionado hidrógeno y lo
habríamos convertido el helio. Este proceso libera energía y, en
la naturaleza, sólo se produce en el interior de las estrellas.

12. Cuatro núcleos
de hidrógeno
(H) se combinan
y forman un
núcleo de helio
(He), con la
emisión
simultánea de
dos fotones de
rayos gamma, y
un neutrino.

13. http://www.youtube.com/watch?v=c9NRWrpQcWY ( hasta 6’ 30’’)

15. • Núcleo: En él se produce la fusión nuclear. Está a 14 millones
de ºK.
• Zona radiativa: Las partículas energéticas intentan escapar
al exterior. Está a 100.000 ºK.
• Zona convectiva: El gas caliente asciende y el frio desciende.
• Fotosfera: Es la superficie. En ella podemos encontrar
manchas solares. Está a 6.000 ºK.
• Cromosfera: sólo puede ser vista en un eclipse de Sol. Está
formada por gases.
• Corona: Es la capa más externa. Está compuesta por plasma
(viento solar) y hay grandes campos magnéticos. Al igual
que la cromosfera, solo se puede apreciar en un eclipse de
Sol.

16. La magnetosfera es una
región alrededor de un
planeta en la que el campo
magnético de este desvía la
mayor parte del viento
solar, formando de este modo
un escudo protector contra
las partículas procedentes
del Sol cargadas de alta
energía
La magnetopausa es la
frontera magnética entre
el campo magnético o
magnetosfera y el viento
solar, hecho de plasma.

17. Las auroras polares se producen
cuando una eyección de viento
solar choca con los polos norte y
sur de la magnetosfera terrestre,
produciendo una luz difusa pero
predominante proyectada en la
ionosfera terrestre. Aparecen en
forma de dos óvalos centrados
encima de los polos magnéticos de
la Tierra (en el norte la aurora
boreal y en el sur la aurora austral)
Ocurren cuando partículas cargadas (protones y electrones)
procedentes del Sol, son guiadas por el campo magnético de la
Tierra e inciden en la atmósfera cerca de los polos. Cuando esas
partículas chocan con los átomos y moléculas de oxígeno y
nitrógeno, que constituyen los componentes más abundantes
del aire, parte de la energía de la colisión excita esos átomos a
niveles de energía tales que cuando esa energía disminuye la
devuelven en forma de luz visible.

19. La vida de las estrellas es lo que ocurre entre dos explosiones: la
explosión de la nebulosa inicial (gas interestelar) y la explosión
final.
La evolución del sol es el resultado de dos fuerzas:
– Contracción: causada por la gravedad
– Expansión: causada por efectos del gas caliente tras la fusión
nuclear o la fuerzas repulsivas del núcleo (cargas del mismo
signo se repelen)

20. No todas las estrellas son iguales. Varían en luminosidad,
tamaño y color. Desde hace bastante tiempo se piensa que los
tipos de estrellas no corresponden totalmente a categorías
fijas de estrellas, sino a estadios o fases de la evolución de una
estrella a lo largo de su existencia.
Las etapas por las que pasan las estrellas podemos
estudiarlas utilizando un diagrama H-R, debido al astrónomo
danés Hertzsprung y al norteamericano Russell.
Ejnar Hertzsprung
(1873-1967)
Henry Norris Rusell
(1877-1957)

21. La evolución seguida
sería la siguiente:
1) Etapa de contracción
gravitatoria
2) Estado estacionario en
la secuencia principal
3) Expansión hacia las
gigantes y supergigantes
4) Etapas finales: novas,
supernovas, enanas
blancas

22. Para clasificar las estrellas se utilizan dos criterios: la luminosidad
y la temperatura superficial. Esta última deducida del índice de
color del espectro (cuánto más intenso aparezca el rojo más fría
estará la estrella, cuanto más violáceo más caliente estará).

23. El diagrama H-R nos describe el recorrido que sigue cada estrella, desde
que nace hasta que muere. Dado que la posición de una estrella en el
gráfico sólo depende de su masa (cuanto mayor sea, más luminosa será:
se comparan magnitudes absolutas), el diagrama H-R se transforma en
un instrumento para establecer la edad de una estrella y describir su
evolución, una vez conocida la masa de partida.
La mayoría de las estrellas
se sitúan en una línea que
va de la parte superior
izquierda a la derecha. Esto
recibe el nombre de
secuencia principal, y las
estrellas en ella (como el
Sol) son llamadas estrellas
de la secuencia principal.
En la secuencia principal es en donde una estrella “pasa la mayor
parte de su vida”. Es como el estado adulto de una persona, frente al
estado bebé (nebulosa inicial) o anciano (gigante roja).

24. Msol = Masa solar Rsol = Radio solar
120 MSol 15 RSol 1 MSol 1 RSol
T = 50 000 C T = 6 000 C
0.7 MSol 0.7 RSol
12 MSol 8 RSol T = 5000 C
T = 30 000 C
0.5 MSol 0.6 RSol
T = 3500 C
2.5 MSol 2.5 RSol
T = 9500 C
M < 0.08 MSol
1.5 MSol 1.5 RSol límite subestelar
T = 7000 C Enanas marrones

26. Las estrellas nacen en las regiones frías del
medio interestelar, en el seno de nubes de
pequeño tamaño pero de gran masa, llamadas
nebulosas. Por alguna circunstancia, estas
nubes han comenzado a fragmentarse, y los
fragmentos tienen la suficiente densidad
para que la gravedad comience a actuar sobre
ellos, haciendo que la nube se colapse.
Estas nebulosas están compuestas de
hidrógeno, helio, elementos químicos
pesados en forma de polvo cósmico y cierta
cantidad de compuestos orgánicos.
Estos gases están tan calientes y alcanzan
temperaturas tan elevadas que convierten el
interior de estas nubes en gigantescas
bombas de fusión termonuclear. Así se
forman las protoestrellas.

27. Si las fuerzas de dispersión > Fuerzas de contracción:
La nube de gas y polvo se deshace totalmente
Si las fuerzas de dispersión < Fuerzas de contracción:
Colapso gravitatorio Protoestrella
Millones de años
El colapso gravitatorio va a suponer:
1. Caída de la materia hacia el núcleo.
2. Aumento de choques entre las partículas.
3. Aumento de presión y temperatura.
4. La energía gravitatoria se transforma en energía interna y radiación.
5. La radiación provoca la luminosidad propia de la estrella.

28. El destino final está en función de su masa inicial. Tres tipos de
muertes diferentes:
•Tamaño inicial igual al del Sol: Se detiene la contracción por la
repulsión de los electrones (cargados negativamente) aGigante roja
aNova aEnana blanca.
•Tamaño del Sol x2: La presión electrónica no se detiene y la estrella
cae, hasta que las fuerzas nucleares hacen que el peso se mantenga a
Supergigante roja aSupernovas a Estrella Neutrón/Púlsar .
•Tamaño del Sol x3: La contracción no puede ser detenida ni por las
fuerzas nucleares aLa estrella estalla y desaparece aAgujero Negro.

29. Capa de H en ignición Capa de H inerte
El núcleo se contrae
Las capas exteriores se expanden
Núcleo de He
Fase de gigante o
supergigante roja

32. Se trata de estrellas mucho más masivas que el sol:
1. Cuando se consume el hidrógeno se
convierten en supergigantes rojas. En
el núcleo sus capas concéntricas
albergan reacciones de fusión
termonuclear que, progresivamente,
crean elementos químicos distintos:
carbono. magnesio. silicio. etc. hasta
que se sintetiza el hierro, el elemento
más estable de la naturaleza. (En esta
síntesis se consume energía).
2. Al aumentar la gravedad la supergigante roja se colapsa,
se produce una tremenda explosión (supernova) que libera
enormes cantidades de energía.
3. Se forma una estrella de neutrones o un agujero negro.

33. Estrellas de neutrones:
son los remanentes de la
explosión de una
supernova.
Púlsares : estrella de neutrones que emite una radiación
electromagnética a intervalos regulares relacionados con el
periodo de rotación del objeto. El origen de la luz que emiten es
un fenómeno parecido al de las auroras polares de la Tierra.

34. Se trata de cuerpos tan densos (poseen tanta atracción
gravitatoria) que ni siquiera la luz puede escapar de ellos.

35. Nacimiento: Desarrollo:
Nube de gas Muerte:
Sol amarillo
Enana blanca
Gigante roja

36. 1. Protoestrella. Cada protoestrella gira alrededor de
su eje, donde continúa actuando el colapso
gravitatorio que provoca una velocidad de giro
creciente. La protoestrella se hace cada vez más
compacta aumentando su densidad, lo que favorece las
colisiones entre los átomos de hidrógeno; así aumenta
la temperatura del hidrógeno hasta alcanzar su
temperatura de fusión. En ese momento se dice que la
estrella se ha. encendido.
2. Periodo estable: reacciones de fusión en dónde se
equilibran fuerzas de expansión y de colapso
gravitatorio.
3. Gigante roja: cuando el hidrógeno del núcleo se
consume las reacciones de fusión se desplazan a la
periferia, donde aún existe H2 disponible. Con la
desaparición del hidrógeno se pierde masa, disminuye
la gravedad y aumentan las fuerzas expansivas.
4. Nebulosa planetaria, enana blanca y enana negra:
aumenta la Tª, con lo que se fusiona el He a C,
liberándose mucha energía. Se forman sucesivamente:
-Nebulosa interplanetaria
-Enana blanca
-Enana negra

37. • Son partículas energéticas, procedentes de explosiones de
supernovas, o de nuevas estrellas, que viajan por el espacio
interestelar.
• Estas partículas, al chocar con nuestra atmósfera, pueden quedar
atrapadas por el campo magnético terrestre contribuyendo
también a formar las auroras polares.
• Causan mutaciones.

38. • La hipótesis de los agujeros de
gusano, explica cómo se podría
viajar por el universo en mucho
menos tiempo y a una velocidad
superior a la de la luz.
• Estos agujeros tendrían por lo
menos dos extremos, conectados
por una parte, llamada garganta.
• La gravedad podría interpretarse
como una curvatura en el
espacio, que se debería a la masa
del objeto.
Cuánta más masa, más
pliegue/curvatura en el
espacio.
“La gravedad es un pliegue en la tela
del espacio con la que se encuentran
los objetos en movimiento”
(Einstein)

39. http://es.wikipedia.org/wiki/%C3%81tomo#Niveles_de_energ.C3.ADa
http://rbastom08.blogspot.com.es/2009/07/algunas-propiedades-del-atomo.html
http://es.scribd.com/doc/10950447/Elementos-y-atomos
http://jugandoabuscarlaverdad.blogspot.com.es/2010/03/infinito-que-es-eso.html
http://es.wikipedia.org/wiki/Cinturones_de_Van_Allen
http://es.wikipedia.org/wiki/Auroras_polares
http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_de_neutrones
http://www.bibliotecapleyades.net/universo/pulsars10.htm
http://es.wikipedia.org/wiki/Agujeros_negros
http://es.wikipedia.org/wiki/Rayos_c%C3%B3smicos