El documento trata sobre la expansión del universo. Explica que en 1912, el astrónomo Vesto Slipher observó que las líneas espectrales de la mayoría de galaxias se desplazaban hacia el rojo, indicando que se alejaban. Esto se debe al efecto Doppler causado por la expansión del universo. Más tarde, en 1929 Hubble descubrió una relación entre el desplazamiento al rojo y la distancia de las galaxias, conocida como la Ley de Hubble.

1. Secretos del Universo

2. La Expansión del Universo
El descubrimiento de la expansión del
Universo empieza en 1912, con los trabajos
del astrónomo norteamericano Vesto M.
Slipher. Mientras estudiaba los espectros de
las galaxias observó que, excepto en las más
próximas, las líneas del espectro se
desplazan hacia el rojo.
Esto significa que la mayoría de las galaxias
se alejan de la Vía Láctea ya que,
corrigiendo este efecto en los espectros de
las galaxias, se demuestra que las estrellas
que las integran están compuestas de
elementos químicos conocidos. Este
desplazamiento al rojo se debe al efecto
Doppler .

3. El Efecto Doopler
El efecto Doppler, llamado así por el físico
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
El efecto Doppler no es simplemente funcional al sonido,
sino también a otros tipos de ondas, aunque los humanos
tan solo podemos ver reflejado el efecto en la realidad
cuando se trata de ondas de sonido.
El efecto Doppler es el aparente cambio de
frecuencia de una onda producida por el movimiento
relativo de la fuente en relación a su observador. Si
queremos pensar en un ejemplo de esto es bastante
sencillo.

4. La Ley de Hubble
El astrónomo estadounidense Edwin Powell Hubble
relacionó, en 1929, el desplazamiento hacia el rojo
observado en los espectros de las galaxias con la
expansión del Universo. Sugirió que este
desplazamiento hacia el rojo, llamado desplazamiento
hacia el rojo cosmológico, es provocado por el efecto
Doppler y, como consecuencia, indica la velocidad de
retroceso de las galaxias.
Hubble también observo que la velocidad de recesión
de las galaxias era mayor cuanto más lejos se
encontraban. Este descubrimiento le llevó a enunciar
su ley de la velocidad de recesión de las galaxias,
conocida como la "ley de Hubble", la cual establece
que la velocidad de una galaxia es proporcional a su
distancia.
La constante de Hubble o de proporcionalidad es el
cociente entre la distancia de una galaxia a la Tierra y
la velocidad con que se aleja de ella. Se calcula que
esa constante está entre los 50 y 100 Km/s por
megaparsec.

5. Nacimiento, Evolución y Muerte de una
Estrella
Nacimiento de una estrella.
Sus lugares de nacimiento son enormes nubes frías
formadas por gas y polvo, conocidas como 'nebulosas'.
Estas nubes comienzan a encogerse por obra de su propia
gravedad.
A medida que una nube pierde tamaño, se fragmenta en
grupos más pequeños. Cada fragmento puede finalmente
volverse tan caliente y denso que se inicia una reacción
nuclear. Cuando la temperatura alcanza los 10 millones
de grados, el fragmento se convierte en una nueva
estrella.
Tras su nacimiento, la mayoría de las nuevas estrellas se
encuentra situada en el centro de un disco plano de gas y
polvo. Gran parte del gas y polvo acaba siendo barrida
por la radiación estelar. Sin embargo, antes de que esto
ocurra, pueden formarse planetas alrededor de la
estrella central.

6. Evolución de una estrella
Las estrellas evolucionan durante millones de años. Nacen
cuando se acumula una gran cantidad de materia en un
lugar del espacio. Se comprime y se calienta hasta que
empieza una reacción nuclear, que consume la materia,
convirtiéndola en energía. Las estrellas pequeñas la gastan
lentamente y duran más que las grandes.
La vida de una estrella.
El ciclo de vida de una estrella empieza como una gran
masa de gas relativamente fría. La contracción del gas
eleva la temperatura hasta que el interior de la estrella
alcanza 1.000.000 °C. En este punto tienen lugar
reacciones nucleares, cuyo resultado es que los núcleos de
los átomos de hidrógeno se combinan con los de deuterio-
para formar núcleos de helio. Esta reacción libera grandes
cantidades de energía, y se detiene la contracción de la
estrella.
La estrella se convierte en una gigante roja y alcanza su
mayor tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha
convertido en helio. Si sigue brillando, la temperatura del
núcleo debe subir lo suficiente como para producir la
fusión de los núcleos de helio. Durante este proceso es
probable que la estrella se haga mucho más pequeña y
más densa.

7. Muerte de una Estrella
La mayoría de las estrellas tardan millones de años en morir. Cuando una estrella
como el Sol ha consumido todo su combustible de hidrógeno, se expande
convirtiéndose en una gigante roja. Puede tener millones de kilómetros de
diámetro, siendo lo suficientemente grande como para engullir los planetas
Mercurio y Venus.
Tras desprenderse de sus capas exteriores, la estrella se comprime y forma una
enana blanca muy densa. Una cucharada de té de materia proveniente de una
enana blanca pesaría hasta 100 toneladas. A lo largo de billones de años, la enana
blanca se enfría y se vuelve invisible.
Las estrellas más pesadas que ocho veces la masa del Sol terminan sus vidas muy
repentinamente. Cuando se les acaba el combustible, se dilatan hasta convertirse
en súper gigantes rojas. Tratan de mantenerse vivas consumiendo diferentes
combustibles, pero esto funciona sólo durante unos cuantos millones de años. Tras
ello, producen una enorme explosión de supernova.
Durante aproximadamente una semana, el brillo de la supernova sobrepasa el de
todas las demás estrellas de su galaxia. Luego se desvanece rápidamente. Todo lo
que queda es un objeto minúsculo y denso (una estrella de neutrones o agujero
negro), rodeado por una creciente nube de gas muy caliente.
Los elementos creados dentro de la súper gigante (como oxígeno, carbono y
hierro) se dispersan por el espacio. Este polvo espacial termina dando origen a
otras estrellas y planetas.

8. La Materia Oscura
En astrofísica y cosmología física se denomina
materia oscura a la hipotética materia que no
emite suficiente radiación electromagnética para
ser detectada con los medios técnicos actuales,
pero cuya existencia se puede deducir 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 (2010) de estructuras mayores que una
galaxia, así como la cosmología del Big Bang, la
materia oscura constituye del orden del 21% de
la masa-energía del Universo observable y la
energía oscura el 70%.

9. ENERGIA OSCURA
En cosmología física, la energía oscura es una forma
de materia oscura1 2 3 oenergía4 que estaría
presente en todo el espacio, produciendo una presión
que tiende a acelerar la expansión del Universo,
resultando en una fuerza gravitacional
repulsiva.2 Considerar la existencia de la energía
oscura es la manera más frecuente de explicar las
observaciones recientes de que el Universo parece
estar en expansión acelerada. En el modelo estándar
de la cosmología, la energía oscura aporta casi tres
cuartas partes de la masa-energía total del Universo.