1. El documento describe la estructura del universo a gran escala. 2. Explica conceptos como la radiación electromagnética, el espectro electromagnético, y diferentes tipos de telescopios como los telescopios astronómicos y espaciales. 3. También cubre temas como la fotometría, espectroscopia, leyes de radiación, galaxias, la Vía Láctea y el sistema solar.

1. ESTRUCTURA DEL UNIVERSO
A GRAN ESCALA

2. GRUPO # 8
Nombre del Estudiante Numero de Cuenta Numero de Lista
Marcos Daniel Sanchez Salgado 20091012132 7
Cristyan Eduardo Cerrato 20131015760 23
Andrea Patricia Samayoa 20141003721 29
Douglas Alexander Mediex 20141010243 35
Fernando Josué Link 20141030941 41
Alejandro Emanuel Peña 20151003781 50

3. ÍNDICE
1. Radiación Electromagnética
2. Espectro Electromagnético
3. Telescopios, ¿Como funciona?, Telescopios Astronómicos, y Telescopios
espaciales.
4. Fotometría, Tipos de Fotometría
5. Espectroscopia, Interacción Materia Energía, Tipos espectrales
6. Leyes de Radiación
7. Galaxias
8. La Vía Láctea y el Sistema Solar
9. Estructura del Universo a Gran Escala

4. RADIACION ELECTROMAGNETICA
La luz visible es solo una de las muchas formas de energía electromagnética. Así la
ondas de radio, el calor, los rayos ultravioleta o los rayos X son otras formas comunes.
Todas estas formas de energía radian de acuerdo a la teoría básica de ondas o
teoría ondulatoria, que describe como la energía electromagnética viaja con forma
sinusoidal a la velocidad de la luz
La radiación electromagnética es producida por cambios en los campos eléctricos y
magnéticos, que se originan por movimientos de cargas eléctricas. Esta radiación
transporta energía de un punto a otro, y se propaga en el espacio a 299.792
kilómetros por segundo.
La luz es parte del espectro electromagnético. Otras formas de radiación
electromagnética son los rayos X, microondas, radiación infrarroja y ultravioleta y las
ondas de radio.
Dr. M. Arbelo (1999) Física Fundamental y Experimental, Universidad de La Laguna Islas Canarias,
España.

5. FRECUENCIA Y LONGITUD DE
ONDA
La radiación se propaga en una frecuencia determinada. La frecuencia es la cantidad de veces que el
campo electromagnético oscila. Se mide en Hertz (Hz), llamadas así en honor a Henrich Hertz, la primera
persona en generar ondas de radio. Un Hertz es una oscilación (ciclo) por segundo.
La longitud de onda es la distancia entre dos crestas o picos de radiación, es decir, cuando se completa
un ciclo. Se mide en unidades de longitud métricas, metros, centímetros, milímetros y si es muy pequeña, en
Angstroms (1 Å = 10-10 m).
La relación entre frecuencia y longitud de onda es inversa: a mayor frecuencia, menor longitud de onda y
viceversa.
Frecuencia = velocidad de la luz
longitud de onda
f = c
λ
A. Feinstein, Astronomía Elemental, Ed. Kapeluz.

6. EL ESPECTRO
ELECTROMAGNETICO
Aunque por conveniencia se asignan diferentes nombres a las regiones del
espectro electromagnético, no existen divisiones o líneas de corte exactas
entre unas regiones y sus vecinas. Las divisiones del espectro han surgido
como consecuencia de los diferentes métodos utilizados para detectar cada
tipo de radiación mas que de las diferencias que pueden caracterizar a la
energía de las distintas longitudes de onda
Dr. M. Arbelo (1999) Física Fundamental y Experimental, Universidad de La
Laguna Islas Canarias, España.

8. TELESCOPIOS
LA HISTORIA del telescopio es una de las más interesantes e importantes en la
trayectoria de la evolución de la ciencia. Gracias a este instrumento se han
logrado descubrimientos científicos maravillosos que más tarde se describirán
en este libro. El interés sobre el telescopio se despertó intensamente tan
pronto se le descubrió, pues le dio al hombre algo de sensación de poder al
permitirle observar lo que sucedía a distancias grandes de él y
ampliar así su campo de acción. Esto es rigurosamente cierto, ya que el
conocimiento humano estaba confinado a los límites terrestres, pero con las
primeras observaciones astronómicas se amplió a todo el Sistema Solar, y más
tarde a todo el Universo.
D. Malacara, J Malacara (1988) Telescopios y Estrellas, Primera edición,
Cuarta reimpresión (1995) México, D.F

9. La historia del telescopio propiamente dicha comienza a fines del siglo XVI o
principios del XVII. El más probable descubridor es el holandés Hans
Lippershey, quien según cuidadosas investigaciones históricas se ha
confirmado que construyó un telescopio en el año de 1608. Lippershey era
fabricante de anteojos en Middlesburgh, Zelandia, y nativo de Wesel. No era
muy instruido, pero a base de ensayos descubrió que con dos lentes, una
convergente lejos del ojo y una divergente cerca de él, se veían más grandes
los objetos lejanos. Llegó incluso a solicitar una patente, pero por considerarse
que el invento ya era del dominio público, no le fue otorgada. Esta negativa
fue afortunada para la ciencia, pues así se difundió más fácilmente el
descubrimiento. Como es de suponerse, Lippershey no logró comprender
cómo funcionaba este instrumento, pues lo había inventado únicamente a
base de ensayos experimentales sin ninguna base científica. El gobierno
holandés regaló
al rey de Francia dos telescopios de Lippershey. Estos instrumentos se hicieron
tan populares que en abril de 1609 ya podían comprarse en las tiendas de los
fabricantes de lentes de París.

10. COMO FUNCIONA EL TELESCOPIO
UN TELESCOPIO es esencialmente un par de lentes, una llamada objetivo porque es la
más cercana al objeto, y otra llamada ocular porque es la más cercana al ojo, El
objetivo es una lente convergente que forma una imagen del objeto. Es fácil
comprender que esta imagen es tanto mayor cuanto más larga sea su distancia
focal, es decir, cuanto menos convergente sea. Esta imagen se observa después con
el auxilio de una pequeña lente, divergente como en el telescopio galileano
convergente como en el telescopio kepleriano.
La imagen I, al ser observada, producirá a su vez una imagen en la retina del ojo, que
será tanto más grande cuanto más cerca está esta imagen I del globo ocular. Como
el ojo no puede enfocar los objetos que están muy cerca de él, es necesaria la
ayuda de una lente, llamada ocular, para realizar este enfoque. Si la imagen I está
atrás del ojo se usa una lente negativa o divergente, pero si está adelante se usa una
lente positiva o convergente. En vista de esto es fácil comprender que la
amplificación aparente o angular M del telescopio es directamente proporcional a la
distancia focal fob del objetivo, e inversamente proporcional a la distancia focal foc
del ocular. si un objeto tiene un diámetro angular, la imagen tendrá un diámetro
angular. Si ahora nos damos cuenta de que la lente ocular forma una imagen del
objetivo a una distancia de ella, es fácil ver que esta relación de ángulos, o sea la
amplificación, está dada por:

11. TELESCOPIOS ASTRONÓMICOS
Los telescopios astronómicos pueden ser de varios tipos, según que sus elementos
ópticos sean reflectores o refractores. Como ya se vio, el primer telescopio fue
refractor, pero con el gran inconveniente de su gran aberración cromática. En un
principio se trató de solucionar el problema usando relaciones focales muy grandes,
algunas veces superiores a 100. Esta relación focal f/# está definida como el cociente
de la distancia focal f del objetivo entre el diámetro D del mismo, como sigue:
Las grandes relaciones focales disminuían grandemente el efecto de las
aberraciones y producían una imagen muy amplificada, pero a cambio de ello el
telescopio era muy inestable, incómodo y, sobre todo, muy poco luminoso.
Empíricamente, se encontró que la relación focal de una lente simple cuya
aberración cromática no es objetable, debe ser superior a:
donde el diámetro D de la abertura está dado en centímetros. Johannes Hevelius
construyó telescopios con relaciones focales superiores a f /l 00.

12. TELESCOPIOS ESPACIALES
Un observatorio espacial o telescopio espacial, es un satélite para la
observación del universo en longitudes de onda que no atraviesan la
atmósfera.
¿Por qué en Órbita?
Un telescopio en el espacio no sufre la contaminación lumínica producida
por las ciudades, no está afectado por las turbulencias térmicas del aire.
Un telescopio espacial no observa a través de la atmósfera, por lo que su
capacidad está cerca del máximo teórico.
La atmósfera absorbe una porción importante del espectro
electromagnético.

13. Telescopio espacial Hubble (Hubble Space Telescope HST). Observa
principalmente la zona del espectro visible y la zona del ultravioleta
cercano.
Observatorio de Rayos Gamma Compton (Compton Gamma Ray
Observatory o CGRO) Observaba principalmente rayos gamma, y rayos X
duros.
Observatorio de rayos X Chandra (Chandra X- ray Observatory o CXO)
conocido previamente como Advanced X-ray Astronomical Facility (AXAF).
Observa principalmente rayos X blandos.
Telescopio espacial Spitzer (Spitzer Space Telescope o SST) conocido
previamente como Space Infrared Telescope Facility (SIRTF). Observa el
espectro infrarrojo.

14. EL HUBBLE
Proyecto conjunto de la NASA y de la ESA inaugurando el programa de
Grandes Observatorios.
Es uno de los proyectos que más han contribuido al descubrimiento
deluniverso y al desarrollo tecnológico en toda la Historia de la Humanidad.

15. OBSERVATORIO DE RAYOS
GAMMA COMPTON
El segundo de los Grandes Observatorios de la NASA lanzado el 5 de abril de
1991 a bordo del Atlantis.
Homenaje al físico americano Arthur Holly Compton, ganador del premio
Nobel por su trabajo en el campo de la física de los rayos gamma.
Estudió las radiaciones más energéticas del espectro electromagnético entre
20 keV y 30
Tras superar el tiempo de vida de cuatro años falló uno de sus giroscopios, por
lo que la NASA lo estrelló sobre el Océano Pacífico el 4 de junio de 2000.

16. RAYOS X CHANDRA
Lanzado por el Columbia el 23 de julio de 1999, en honor del físico indio
Subrahmanyan Chandrasekhar. Puede observar el cielo
en rayos X con una resolución angular de
0,5 segundos de arco.

17. TELESCOPIO ESPACIAL SPITZER
Observatorio infrarrojo, capaz de estudiar objetos en nuestro Sistema Solar y
las regiones más distantes del Universo (Primeras galaxias).
Un telescopio de 0.85 metros con tres instrumentos científicos enfriados
criogénicamente, capaces de tomar imágenes y espectros entre 3 y 180
micras. Fue lanzado en Agosto del 2003

18. KEPLER
Telescopio de 0,95 metros, diseñado específicamente para buscar planetas
del tamaño de la Tierra en las zonas habitables de estrellas cercanas.
Determinar el porcentaje de planetas terrestres en la zona habitable de
diferentes estrellas.
Distribución de tamaños de las órbitas.
Planetas alrededor de sistemas múltiples.
Variedad de órbitas, planetas, masas y densidades de gigantes de período
corto.
Planetas adicionales en sistemas

19. SOLAR AND HELIOSPHERIC
OBSERVATORY
SOHO
Observatorio solar para el estudio de la corona solar y las zonas magnéticas.
Lanzado en diciembre de 1995. Se encuentra en órbita solar en uno de los
puntos de LaGrange.

20. FOTOMETRÍA
La fotometría proporciona una medida directa del flujo de energía recibido
de los objetos celestes en un intervalo de longitud de onda.
Mucho menos exigente en tiempo de observación que la espectroscopia ya
que se integra el flujo en una banda.
Técnicas experimentales en Astrofísica, Jaime Zamorano
Físicas, Universidad Complutense Madrid.

21. Con los datos de magnitudes y colores en diferentes bandas fotométricas
obtenemos información muy valiosa de los objetos observados. Por ejemplo:
–Permite clasificar las estrellas usando un diagrama color-color.
–El análisis de curvas de luz (variación temporal de su magnitud) informa
sobre la naturaleza de las estrellas variables y sobre parámetros de las
binarias.
–Sirve para determinar distancias y tamaños.

22. FOTOMETRÍA: ESCALA DE
MAGNITUDES
Hiparco (s. II a.c.) realizó la primera clasificación de estrellas de acuerdo a su brillo
aparente a simple vista estableciendo 6 categorías para ~1000 estrellas. La escala es
inversa ya que Hiparco colocó en la primera categoría a las estrellas más brillantes y
en la sexta a las más débiles visibles.
La escala de magnitudes es logarítmica debido a la respuesta no lineal del ojo.
Pogson (1856) con un sistema llamado apertura de desaparición:
m = 5 log a + 9.2
apertura límite del telescopio en pulgadas que permite todavía ver
Fechner y Weber (1859): m − m0 = s log (I / I 0 )
ECUACIÓN de POGSON
m1 − m2 = −2.5 log (F1 / F2 ) F1 / F2 = 10
∆m = 1 magn Ù x 2.512 en flujo (1001/5 = 102/5)
∆m = 5 magn Ù x 100 en flujo
Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Fotometría

23. FOTOMETRÍA VISUAL
La fotometría visual emplea como detector el ojo.
Las observaciones son a simple vista el límite es m=6.
Empleando un telescopio se pueden
observar estrellas más débiles.

24. FOTOMETRÍA FOTOGRÁFICA
La fotometría fotográfica consiste en obtener imágenes de un campo a
través de un filtro usando como detector una placa fotográfica.
La combinación entre la respuesta de la emulsión y la transmisión del filtro
define la banda de paso.
EMULSION FILTRO BANDA
IIIaJ UG1 U
IIIaJ GG395 B
IIIaD GG495 V
IIIaF RG630 R

25. FOTOMETRÍA FOTOELÉCTRICA
En fotometría fotoeléctrica se usa un fotómetro acoplado a un telescopio.
El detector es una fotocélula, un fotodiodo o un fotomultiplicador.
Fotómetro fotoeléctrico donde se observa el contenedor del
fotomultiplicador para mantenerlo enfriado y evitar corriente de oscuridad.
Se aprecia además la electrónica de alimentación, control y detección y los
sistemas de adquisición y guiado.
Fotómetro fotoelétrico (KPNO 0.9m) NOAO/AURA/NSF

26. LUMINOSIDAD DEL FONDO DE CIELO EN EL
OBSERVATORIO DE LA UCM
LUIS ALEJANDRO RAMÍREZ GONZÁLEZ
(CURSO 2013 - 2014)
28 de mayo 2014 7 de junio 2014
Luna

27. ESPECTROSCOPIA
El objetivo de la espectroscopía es obtener las distribuciones espectrales de
energía: el flujo de energía recibido de los objetos celestes respecto a la
longitud de onda.
Mucho más exigente en tiempo de observación que la fotometría ya que es
equivalente a una fotometría en banda estrecha en múltiples canales.

28. La información que se obtiene con la espectroscopía es mucho mayor que
con la fotometría. Por ejemplo:
– Permite clasificar directamente las estrellas.
– La medida de sus líneas informa temperaturas y abundancias de elementos
en la atmósfera, rotación, velocidad de desplazamiento respecto al
observador etc.

29. TIPOS ESPECTRALES
O
B
A
F
G
K
M

31. INTERACCIÓN MATERIA - ENERGÍA

32. ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO

33. FUENTES DE RADIACIÓN
Energía radiante:
La energía transportada por una onda electromagnética.
Radiación:
Es el fenómeno físico generador de energía.
La energía electromagnética no se crea:
Se genera a partir de la transformación de otras fuentes de
energía.
Coherencia de la radiación:
Ancho de banda de la emisión.

34. GENERACIÓN DE LA RADIACIÓN
Ondas de radio:
generadas mediante osciladores, en los cuales se hacen circular
corrientes eléctricas por oscilación periódica de cargas.
Microondas:
se generan en el interior de tubos electrónicos mediante la interacción
de la energía transportada en chorros de electrones con diversos
materiales.
Ultravioleta (UV), Visible (VIS) e Infrarroja (IR):
mismo método o incandescencia de materiales.
Energía térmica:
debida a la energía cinética de las moléculas.

35. Cualquier cuerpo a una cierta temperatura emite radiación en todas
las longitudes de onda.
El cuerpo negro es un emisor y receptor de energía perfecto.
La energía radiante emitida desde el cuerpo negro por unidad de
superficie, en la unidad de tiempo y por unidad de intervalo de
longitud de onda, tiende a cero para longitudes de onda muy cortas y
muy largas, y presenta un sólo máximo a una longitud de onda que
depende de la temperatura.

36. LEYES DE LA RADIACIÓN
LEOPOLDO INFANTE LIRA
DEPARTAMENTO DE ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA
PONTIFICIA UNIVERSIDAD CATÓLICA DE CHILE

37. LEY DE STEFAN - BOLTZMANN
Todos los cuerpos emiten radiación electromagnética por el hecho de estar a una
temperatura distinta de cero.
La radiación emitida por unidad de área y por unidad de tiempo es proporcional a la
cuarta potencia de la temperatura absoluta: E = σT 4
σ es la constante de Estefan Boltzmann 5,67*10-8 w*m-2 * K-4
Energía radiada en una longitud de onda λ desde un cuerpo negro a una temperatura T:
k es la constante de Boltzmann:
1,38054±0,00006•10-16 erg•K-1.
h es la constante de Planck (6,626•10-34 J•s).

38. LEY DE DESPLAZAMIENTO DE WIEN
La longitud de onda para la cual es máxima la emisión del cuerpo negro es
inversamente proporcional a su temperatura absoluta:

39. EL CUERPO NEGRO
RAYO INCIDENTE
Objeto que absorbe toda la radiación incidente,
No refleja nada, se calienta, y emite toda la radiación
La emisión de un cuerpo negro depende solamente de
su temperatura

40. LA RADIACIÓN DEL CUERPO
NEGRO
Temperatura (K) % IR % VIS % UV
1.000 99,999 7,367·10-4 3,258·10-11
2.000 98,593 1,406 7,400·10-4
3.000 88,393 11,476 0,131
4.000 71,776 26,817 1,407
5.000 55,705 39,166 5,129
6.000 42,661 45,732 11,607
7.000 32,852 47,506 19,641
8.000 25,565 46,210 28,224
9.000 20,154 43,247 36,.599
10.000 16,091 39,567 44,342

43. LEYES DE KIRCHHOFF

44. EFECTO DOPPLER
Acortamiento o alargamiento de las longitudes de onda dependiendo del
movimiento relativo fuente – observador

46. PRINCIPALES CARACTERÍSTICAS DE
LOS TIPOS ESPECTRALES

47. EL DIAGRAMA H - R
E. Hertzsprung y H. Russell
introdujeron en 1920’s el
uso de diagramas de
Luminosidad (Magnitud
Absoluta) en función de
Temperatura (Tipo
Espectral/Color).
E Ht H Rll

48. GALAXIAS: PROPIEDADES
GENERALES
Las galaxias están formadas por:
– Gran cantidad de estrellas.
La Vía Láctea posee » 1011 estrellas
– Gas y polvo interestelar, rotando alrededor del núcleo.
El Sol da una vuelta alrededor del núcleo de la Vía Láctea cada
250 millones de años.
– Posiblemente, un agujero negro en el centro.
• Pero no todas las galaxias son iguales……
– Espirales
– Elípticas
– Esferoidales
– Irregulares
– Peculiares
… de hecho pueden clasificarse de acuerdo a la Secuencia de Hubble:

49. SECUENCIA DE HUBBLE

50. GALAXIAS: FORMACIÓN
• Las galaxias se formaron en los
primeros tiempos del Universo al
fragmentarse las nubes de gas
formadas tras el Big - Bang.
• Dentro de estas nubes primordiales, la
fragmentación continuó hasta la
formación de estrellas individuales.
• Las nubes con poca rotación dieron
lugar a galaxias esferoidales, con
poca estructura.
• Cuando la rotación era muy fuerte, se
formaron galaxias con enormes
brazos espirales, semejantes a
gigantescos remolinos cósmicos .

51. GALAXIAS: FORMACIÓN DE ESTRELLAS
• La fragmentación de las nubes de gas dentro de las galaxias continúa
hoy en día.
• Si existe alguna perturbación que aumente la densidad del gas, estas
nubes comienzan a contraerse y acaban formando estrellas.
• En las galaxias elípticas apenas queda gas libre, por lo que no se
forman estrellas jóvenes. Su luz proviene de estrellas antiguas, de baja
masa, y frías: son galaxias anaranjadas.
• Lo mismo sucede en el bulbo de las galaxias espirales.
J. Miguel Mas Hesse LAEFF-INTA
Introducción a la Astronomía y Astrofísica CosmoCaixa

52. Sin embargo, las galaxias espirales
son muy ricas en gas en sus
brazos.
• Las ondas de densidad en los
brazos espirales generan
continuamente nuevas estrellas.
• Algunas de ellas son muy masivas,
y de muy corta vida (pocos
millones de años).
• Estas estrellas masivas son muy
calientes, y tienen un color muy
azulado.
• A su vez, las estrellas generan
polvo y contaminan el gas de los
brazos…

53. GALAXIAS: STARBURSTS
En algunas galaxias, el ritmo de
formación de estrellas es
extraordinariamente alto:
galaxias tipo starburst
Algunas de estas galaxias han
generado recientemente varios
millones de estrellas, a veces en
regiones muy pequeñas.
Estos “starbursts” pueden llegar a
producir vientos galácticos que
liberan todo tipo de metales al
medio intergaláctico.

54. GALAXIAS PECULIARES
A lo largo de su evolución, las galaxias interactúan y chocan, dando
lugar a violentos cataclismos cósmicos.
Como consecuencia de las colisiones, las galaxias se distorsionan,
dando lugar a la formación de “antenas” y anillos.

55. LA VÍA LÁCTEA Y EL SISTEMA
SOLAR
El Sistema Solar está en uno de los brazos de la espiral, a unos 30.000 años luz del centro
y unos 20.000 del extremo la Vía Láctea es una galaxia grande, espiral y puede tener
más
de 200.000 millones de estrellas, entre ellas, el Sol. En total mide unos 100.000 años luz
de diámetro y tiene una masa de más de dos billones de veces la del Sol. Cada 225
millones de años el Sistema Solar completa un giro alrededor del centro de la galaxia.
Se
mueve a unos 270 km. por segundo. No podemos ver el brillante centro porque se
interponen materiales opacos, polvo cósmico y gases fríos, que no dejan pasar la luz. Se
cree que contiene un poderoso agujero negro La Vía Láctea tiene forma de lente
convexa.
El núcleo tiene una zona central de forma elíptica y unos 8.000 años luz de diámetro. Las
estrellas del núcleo están más agrupadas que las de los brazos. A su alrededor hay una
nube de hidrógeno, algunas estrellas y cúmulos estelares.
"El primer segundo. Ultimas noticias del cosmos, 2". Editorial Andrés Bello (1995).

57. ESTRUCTURA DEL UNIVERSO A
GRAN ESCALA
La premisa central en la cosmología moderna es que al menos a gran escala,
el Universo es homogéneo e isotrópico. Esto ha sido inferido de las observaciones,
mas espectacularmente de la cuasi igualdad en la temperatura de la
radiación cósmica de fondo. No obstante, a pesar de esta homogeneidad a gran
escala, son bien conocidas la homogeneidades en regiones a escalas menores,
donde el material aglomera en galaxias y en cúmulos de galaxias. Se cree que
estas irregularidades han crecido con el tiempo a través de mecanismos
gravitacionales,
partiendo de una distribución cuasi homogénea en un pasado. El
comportamiento a gran escala del Universo puede ser descrito si asumimos que
este es homogéneo e isotrópico en la mayoría de su extensión. Luego imponemos
irregularidades a corta escala. En la mayor parte de la evolución del Universo,
estas irregularidades pueden ser consideradas pequeñas perturbaciones en dicha
evolución, y que podrán ser abordadas usando una teoría lineal de perturbaciones.

58. La expansión del Universo, la radiación cósmica de fondo y la
nucleosíntesis primera son tres fenómenos en los que suele basarse un
modelo sólido que fundamente la teoría del Big Bang o Gran Explosión.
Esta teoría ha sido aceptada como marco general de entendimiento de
la evolución y estructura del Universo a gran escala.
La radiación cósmica de fondo contiene las claves y los rastros de lo que
pudo haber ocurrido en las primeras etapas de la evolución del
Universo; éstas nos ayudan a entender la estructura a gran escala del
Universo. La distribución de la radiación de fondo generada por el
Universo primitivo proporciona información sobre la distribución actual
de la materia y las galaxias en el Universo y, por tanto, de su estructura
a gran escala. Introducción a la Cosmología y Estructuras a Gran Escala
Sebastián Bruzzone Octubre 2006

60. • Ahora sabemos que las galaxias forman estructuras muy grandes que
• pueden contener enormes espacios vacíos y que se puede realizar un
• estudio cuantitativo de su distribución en el Universo. Este estudio ha
• dado lugar a la concepción moderna y global del Universo como
• isotrópico y homogéneo, y a la Cosmología como ciencia moderna. Un
• universo homogéneo e isotrópico significa que la masa y la radiación
• están distribuidas con la misma densidad promedio en todas partes
• (homogéneo) y hacia todas direcciones (isotrópico), es decir, para
• cualquier observador parece el mismo en cualquier dirección y no
• existen observadores privilegiados.

61. CONCLUSIONES
La expansión del universo, la radiación cósmica de fondo son los fenómenos
en que suele basarse un modelo solido que fundamente la teoría del Big
Bang o Gran Explosión Esta teoría ha sido aceptada como marco general de
entendimiento de la evolución y estructura del Universo a Gran Escala.
La radiación cósmica de fondo contiene las claves y los rastros de lo que
pudo haber ocurrido en las primeras etapas de la evolución del universo;
estas nos ayudan a entender la estructura a gran escala del universo.
Ahora sabemos que las galaxias forman estructuras muy grandes que pueden
contener enormes espacios vacíos y que se puede realizar un estudio
cuantitativo de su distribución en el universo dando lugar a la concepción
moderna y global del universo como Isotrópico y Homogéneo o sea que la
masa y la radiación están distribuidas con la misma densidad promedio en
todas partes (homogéneo) y hacia todas direcciones (isotrópico).

62. BIBLIOGRAFÍA
• Dr. M. Arbelo (1999) Física Fundamental y Experimental, Universidad de La
Laguna Islas Canarias, España.
• A. Feinstein, Astronomía Elemental, Ed. Kapeluz
• D. Malacara, J Malacara (1988) Telescopios y Estrellas, Primera
edición, Cuarta reimpresión (1995) México, D.F
• Clasificación espectral de estrellas
Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.
• Espectroscopia Fundamentos Universidad Autónoma de Madrid
recuperado el 3 de junio del 2014 de
http://www.uam.es/personal_pdi/ciencias/lhh345a/leccion2.pdf
• Introducción a la Cosmología y Estructuras a Gran Escala
Sebastián Bruzzone Octubre 2006
• Manual de Radioastronomía 1999 Grupo Astronómico Omega
Centauro

63. • I. Rojas Peña, 2013 Astronomía Elemental, Volumen 1 Astronomía Básica
• Cosmo, editorial planeta 1982
• LEOPOLDO INFANTE LIRA
Departamento de Astronomía y Astrofísica
Pontificia Universidad Católica de Chile
• Técnicas experimentales en Astrofísica, Jaime Zamorano
• Físicas, Universidad Complutense Madrid.