Presentacion el universo cmc

Ciencias para el mundo contemporáneo
NUESTRO LLUUGGAARR EENN EELL UUNNIIVVEERRSSOO

COMPOSICIÓN DDEELL UUNNIIVVEERRSSOO
M a t e r i a o b s e r v a b l e
M a t e r i a o s c u r a
10 %
90 %

MMaatteerriiaa oobbsseerrvvaabbllee:: ya sea visible o detectable por la emisión
de radiaciones de otras longitudes de onda (UV, IR, MW, etc.)
Formada por millones de cuerpos (estrellas, planetas y
nebulosas), que forman los miles de millones de galaxias
existentes.
Constituye únicamente el 10 % de la materia total.
MMaatteerriiaa oossccuurraa:: Es materia que no emite ningún tipo de radiación,
pero que debe existir porque se aprecian sus efectos gravitatorios.
Constituye el 90 % de la materia total.

Galaxia de Andromeda, compuesta por millones de
estrellas. Es un ejemplo de materia observable.

Anillo de materia oscura,
rodeando a un cúmulo de galaxias.
Se ha comprobado, que las
galaxias de la periferia de cúmulo,
giran a mucha mayor velocidad. Es
debido a la fuerza gravitatoria del
anillo de materia oscura.

EEssppeeccttrroo eelleeccttrroommaaggnnééttiiccoo

Desde el punto de vista químico la composición del Universo
es: 75 % hidrógeno, 20 % helio y 5 % otros elementos.
La composición de las estrellas se conoce mediante una
técnica denominada eessppeeccttrroossccooppííaa.

hidrógeno
Fuente de luz blanca
Espectro de absorción
Luz dispersada prisma

Espectro de absorción del Sol

COMPOSICIÓN DE LAS ESTRELLAS

ORGANIZACIÓN DDEELL UUNNIIVVEERRSSOO
Estructura a gran escala
(los científicos aún desconocen la estructura)
Supercúmulos de galaxias
(miles de galaxias)
Grupo Local
(decenas de galaxias)
Galaxias
Estrellas y planetas

El Universo
Estructura a gran escala del Universo

Estructura a gran escala del Universo
Supercúmulo de Virgo

Supercúmulo de Virgo
El Grupo Local

El Grupo Local
La Vía Láctea: vista de perfil
La Vía Láctea: vista cenital

La Vía Láctea: vista de perfil
La Vía Láctea: vista desde la Tierra

Nuestro Sistema Solar está situado
en el denominado Brazo de Orión en
la Vía Láctea

Morfología ddee llaass GGaallaaxxiiaass

EL UNIVERSO EENN MMOOVVIIMMIIEENNTTOO
Todos los cuerpos del universo realizan movimientos giratorios
La causa del movimiento giratorio es la fuerza de la gravedad

LA FUERZA DDEE LLAA GGRRAAVVEEDDAADD
SSEEGGÚÚNN NNEEWWTTOONN
La fuerza de la gravedad curva la
trayectoria de los objetos en movimiento.
vA<vB<vC<vD<vE

LA FUERZA DDEE LLAA GGRRAAVVEEDDAADD
SSEEGGÚÚNN EEIINNSSTTEEIINN
Einstein utilizó la Teoría de la Relatividad
General para explicar la gravedad. Los cuerpos
con masa deforman el espacio-tiempo que
existe a su alrededor. De esta manera obligan a
los cuerpos cercanos a girar.

LLOOSS AAGGUUJJEERROOSS NNEEGGRROOSS
Son cuerpos con una masa muy grande concentrada en un espacio muy pequeño.
Como son muy densos ejercen una fuerza gravitatoria altísima a la que no
escapan otros cuerpos que pasén cerca, ni siquiera la luz.
Se denomina punto de no retorno al
lugar situado a una distancia a partir de
la cual un objeto no puede escapar a la
acción de un agujero negro
Se piensa que son el estadio final de las
estrellas cuyas masas son superiores a 3
veces la masa del Sol

EELL BBIIGG BBAANNGG
Se denomina así a la gran explosión que se
piensa dio lugar al origen del Universo.
Ocurrio hace unos 13700 millones de años.
Pruebas de su existencia:
El Universo se encuentra en expansión.
Las galaxias se alejan unas de otras. La Radiación Cósmica de Fondo

EEFFEECCTTOO DDOOPPPPLLEERR
La longitud de onda de cualquier onda (mecánica o electromagnética) se modifica
cuando el foco se encuentra en movimiento.
Si el foco se aleja
la longitud de onda aumenta
Si el foco se acerca
la longitud de onda disminuye

EFECTO DDOOPPPPLLEERR EENN AASSTTRROONNOOMMÍÍAA..
En el espectro de la luz procedente de las galaxias, las líneas se
encuentran desplazadas a longitudes de onda mayores. Este efecto se
denomina desplazamiento hacia el rojo.
Por lo tanto las galaxias se alejan de nosotros. Cuanto más alejada está una
galaxia, mayor desplazamiento al rojo presenta.
Galaxia
muy alejada
Galaxia
alejada
Galaxia
cercana
Estrella
cercana
EEll ddeessppllaazzaammiieennttoo aall rroojjoo
ccoonnffiirrmmaa llaa eexxppaannssiióónn ddeell
UUnniivveerrssoo

LLAA RRAADDIIAACCIIÓÓNN CCÓÓSSMMIICCAA DDEE FFOONNDDOO
Es una radiación que se ha detectado en todo el Universo y con la misma
intensidad en todas las direcciones.
Se puede considerar el eco del Big Bang. Se originó poco después del Big
Bang, cuando las partículas subatómicas se acoplaron para formar los
átomos. En ese instante los fotones que componen cualquier radiación
electromagnética quedaron libres al dejar de interactuar entre las partículas
cargadas, originando una radiación con una temperatura inicial de 3000 K.
Actualmente corresponde a radiación de microondas de temperatura 2,3 K, ya
que la radiación se ha ido enfriando (enfriamiento adiabático), al mismo tiempo
que el universo se seguía expandiendo.
Se descubrió por casualidad cuando unos ingenieros
americanos, Penzias y Wilson, intentaban poner en
funcionamiento una antena de telecomunicaciones

LA HISTORIA DDEELL UUNNIIVVEERRSSOO
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3 4
5
6

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6
1.Big Bang: Inicialmente las cuatro fuerzas que actúan sobre la materia (gravedad,
electromagnética, nuclear fuerte y nuclear débil) estarían unidas en forma de una
superfuerza y también estarían bajo la forma de una singularidad la energía, el
espacio, el tiempo y el vacío. Con el Big Bang se produce el inicio del Universo y
creación del espacio y el tiempo. A los 10-35 segundos del Big Bang se produce la
separación de la gravedad del resto de las fuerzas.
2.Inflación cósmica: Etapa de rápida expansión, al final de la cual se produce la
creación de toda la materia del Universo en forma de partículas elementales
(electrones y quarks) y radiación (fotones). También se produce la separación de la
fuerza nuclear fuerte de las otras dos que se mantienen unidas.
3.Etapa de formación de protones y neutrones a partir de los quarks. El universo
es una sopa de partículas en el que las partículas cargadas (protones y electrones)
interfieren con los fotones. La radiación está confinada.

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6
4.Formación de los primeros átomos de Hidrógeno y Helio. Al combinarse
los neutrones, protones y electrones, la radiación quedó libre y la luz pudo
viajar libremente por el espacio. El Universo se hizo transparente y surgió la
radiación cósmica de fondo.
5.Formación de las primeras estrellas, planetas y galaxias. Poco a poco la
materia se va agrupando por acción de la fuerza de la gravedad.
6.Las galaxias se van alejando cada vez con mayor aceleración. Se cree que es
debido a la energía oscura.

EELL OORRIIGGEENN DDEE LLOOSS
EELLEEMMEENNTTOOSS QQUUÍÍMMIICCOOSS
Actualmente se conocen alrededor de 115
elementos químicos. De ellos alrededor de 20 son
artificiales y el resto existen en la naturaleza.
Los elementos químicos artificiales han sido creados por el hombre en los laboratorios
de partículas. Por ejemplo: tecnecio, prometio, plutonio, etc.

EELL OORRIIGGEENN DDEE LLOOSS
EELLEEMMEENNTTOOSS QQUUÍÍMMIICCOOSS
¿DDee ddóónnddee pprroocceeddeenn ttooddooss llooss eelleemmeennttooss qquuíímmiiccooss ddee oorriiggeenn nnaattuurraall
qquuee eexxiisstteenn eenn eell UUnniivveerrssoo??
Tienen 3 procedencias:
El Big Bang
Las estrellas
Las supernovas

Síntesis de elementos qquuíímmiiccooss eenn eell BBiigg BBaanngg
Los dos elementos más sencillos, el hidrógeno y el helio, se
formaron unos 500.000 años después de el Big Bang, cuando se
unieron los protones, neutrones y electrones para formar los
primeros átomos.

Síntesis de elementos qquuíímmiiccooss eenn llaass eessttrreellllaass
Los elementos químicos con número atómico inferior al hierro, por
ejemplo, el carbono, el nitrógeno, el oxígeno, el fósforo, etc., se han formado
en el interior de las estrellas por el proceso denominado fusión nuclear,
consistente en que se forma un átomo más pesado a partir de 2 más ligeros.
No todas las estrellas pueden sintetizar
hierro.
Las más pequeñas solo son capaces de
sintetizar helio por fusión del hidrógeno.
Sin embargo las estrellas mayores son
capaces de ir fusionando elementos
sucesivamente hasta obtener hierro, en
un proceso de millones de años que se va
realizando desde fuera hacia dentro por
capas.

Síntesis de elementos qquuíímmiiccooss eenn llaass ssuuppeerrnnoovvaass
Los elementos químicos de número atómico superior al hierro se
originan en las explosiones producidas en las supernovas. Las supernovas
son la etapa final de la vida de las estrellas de gran masa.
Cuando una estrella de gran masa ya no puede sintetizar más hierro,
debido a su gran masa la gravedad colapsa la estrella sobre su propio
núcleo, produciendo una fusión instantánea, que produce tanta energía que
hace que se produzca una gran explosión que libera el resto de los
elementos químicos.

FFUUSSIIÓÓNN NNUUCCLLEEAARR
Es el proceso por medio del cuál las estrellas producen energía.
El proceso consiste en que dos núcleos de elementos más pequeños se unen
para formar un núcleo de un elemento más pesado y alguna otra partícula
como puede ser un neutrón. En el proceso se libera una gran cantidad de
energía.
Para que los núcleos se puedan unir es necesario que se encuentren a
temperaturas de varios millones de grados.

EEVVOOLLUUCCIIÓÓNN EESSTTEELLAARR

EEXXOOPPLLAANNEETTAASS
Es el término utilizado para denominar a los planetas que giran alrededor
de estrellas que no son nuestro Sol.
El primer exoplaneta se descubrió en 1995 en la estrella 51 de la
constelación de Pegaso que se encuentra a 49 años luz de nuestro
sistema solar. 51 Pegasi b es un planeta de tamaño similar a Jupiter.
Actualmente se
conocen mas de 400
planetas extrasolares.

La mayoría de los exoplanetas
descubiertos son gigantes
gaseosos parecidos a Júpiter,
pero cuya órbita está muy
cercana a su estrella.

Para la detección de exoplanetas se utilizan dos técnicas
fundamentalmente:
a) Observar los efectos gravitatorios que ejerce el planeta sobre la
estrella. Se puede observar el desplazamiento de las líneas del
espectro de la estrella por efecto Doppler.
b) Observar los efectos de los transitos del planeta. Se puede
observar disminuciones periódicas del brillo de la estrella.

EXOPLANETAS: Detección por los efectos ggrraavviittaattoorriiooss
Desplazamiento de una estrella que carece de planetas
Desplazamiento de una estrella con planetas
Se produce cambios periodicos en la posición de las rayas de
los espectros de absorción debido al efecto Doppler

EXOPLANETAS: Detección por los efectos ggrraavviittaattoorriiooss
La estrella y el exoplaneta en realidad giran
sobre el centro de masas del sistema.
Se produce cambios periodicos en la posición de las rayas de
los espectros de absorción debido al efecto Doppler

EXOPLANETAS: Detección por los efectos ddee llooss ttrraannssiittooss
Se produce el tránsito de un
planeta cuando podemos
observar desde la Tierra
que su trayectoria pasa por
delante de la estrella.
Durante el tránsito
podemos observar una
disminución del brillo
de la estrella

FACTORES QUE FFAAVVOORREECCEENN LLAA EEXXIISSTTEENNCCIIAA
DDEE VVIIDDAA EENN UUNN PPLLAANNEETTAA
● Distancia adecuada a su estrella para que haya una temperatura que
permita la existencia de agua líquida
● Gravedad adecuada para que mantenga la atmósfera y la hidrosfera
● Existencia de un núcleo metálico fundido que origine un campo
magnético que proteja de las radiaciones X y gamma.
● Presencia de un satélite grande que estabilice el movimiento de
precesión.
● Tiempo de vida de la estrella suficientemente grande para que dé
tiempo a que se origine y desarrolle la vida
● Existencia de planetas gigantes cerca que lo protejan de los asteroides
● Situación alejada del núcleo de la galaxia, lejos de los lugares donde
hay gran número de supernovas.

Movimiento de precesión yy nnuuttaacciióónn
http://recursos.cnice.mec.es/biosfera/alumno/1ESO/Astro/contenido14.htm

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