Este documento describe las diferentes etapas del origen y evolución del Universo según el modelo del Big Bang, así como la formación y evolución de las estrellas. Explica que todo el Universo surgió hace 13.700 millones de años en una gran explosión conocida como Big Bang, y desde entonces ha estado en constante expansión. Asimismo, detalla las diferentes etapas por las que pasan las nubes de gas interestelar para formar estrellas a través de la contracción debido a la gravedad y las reacciones nucleares en su interior.

1. TEMA 1: EL ORIGEN DEL UNIVERSO. EL SISTEMA SOLAR.
1. LOS PRIMEROS ASTRÓNOMOS
Desde muy antiguo el ser humano observó el cielo y buscó en los astros respuestas a muchos
fenómenos naturales como las estaciones, la siembra, la caza o la navegación.
Así, ciertos monumentos megalíticos como el Cromlech de Stonehenge, al sur de Inglaterra
está orientado de tal manera que el eje mayor del anillo elíptico señala la salida del Sol en el
solsticio de verano.
Para los egipcios la estrella Sirio indicaba el principio de la siembra cuando aparecía por el
horizonte antes del amanecer.
Los babilonios desarrollaron la astrología y desarrollaron la moderna astronomía. Describieron
con precisión los movimientos de la Luna y los planetas y establecieron los primeros
calendarios.
Las culturas antiguas fueron decisivas para el desarrollo de la moderna astronomía. Sus
aportaciones fueron numerosas:
Investiga que conocimientos o teorías aportaron a la ciencia cada uno de los siguientes
científicos:
• Eratóstenes:
• Ptolomeo:
• Copérnico:
• Kepler:
• Galileo:
2. LA MODERNA COSMOLOGÍA
La ASTRONOMÍA es la parte de la ciencia que estudia los astros del Universo a partir de la
radiación electromagnética que nos llega de ellos: luz visible, infrarrojos, ultravioleta,…
¿Cuál es la diferencia entre astrología y astronomía?
Palabras clave: ciencia, pseudociencia, modelo matemático, ley física y método científico.
¿Qué diferencia existe entre los modelos geocéntrico y heliocéntrico del Universo?

2. La COSMOLOGÍA es la parte de la astronomía que estudia el origen, estructura y desarrollo del
Universo.
Los modelos matemáticos son conjuntos de ecuaciones que nos ayudan a describir sistemas
físicos como el Universo. Son versiones simplificadas de objetos o fenómenos que se desean
describir con el fin de facilitar su comprensión.
AMPLIACIÓN: Teoría de la relatividad. Hablar con el profesor.
A lo largo de la historia hubo varios modelos que pretendían describir el Universo. A principios
del siglo XX se apostó por un Universo estático e in finito.
En 1929, Edwin Hubble demostró experimentalmente que las galaxias se alejan unas de otras y
que el Universo está en expansión, por lo tanto, el Universo tuvo un origen. Así, el modelo del
Big Bang o Gran Explosión propone que el Universo es dinámico y finito.
A mediados del siglo XX se termina por aceptar la expansión del Universo pero se concibe un
Universo infinito. Este último modelo recibe el nombre de estado estacionario.
3. LA EXPANSIÓN DEL UNIVERSO. EL BIG BANG: LA GRAN EXPLOSIÓN.
Todo espacio, tiempo y materia surgió en un “Big Bang” hace unos 13.700 millones de años
(m.a.). El Universo era entonces un lugar extraño. No había estrellas, ni planetas ni galaxias.
Además, no ocupaba más que la punta de un alfiler y estaba a una temperatura
inimaginablemente elevada. De repente comenzó a expandirse y a evolucionar hasta el
Universo que conocemos hoy.
AMPLIACIÓN: La medida de la velocidad de alejamiento de las galaxias mediante
los espectros de absorción de los elementos químicos presentes en las estrellas.
REPASO: Estructura del átomo.
La teoría de la relatividad es un modelo matemático propuesto pos Albert Einstein.
¿Qué significado tiene la siguiente ecuación?
E = mc2

3. RECREACIÓN DEL UNIVERSO PRIMITIVO
Era de Planck
La ciencia es incapaz de describir lo que ocurrió en los primeros 10-43
segundos después del Big
Bang. Este intervalo de tiempo se conoce como Era de Planck. Este científico fue uno de los
padres de la física cuántica que trata de explicar el mundo de las cosas pequeñas: átomos,
partículas elementales y las fuerzas que intervienen sobre ellos.
Era de la unificación
En la era de la unificación (entre los 10-43
a los 10-35
segundos, la fuerza de la gravedad se
separa del resto de fuerzas (electromagnética, nuclear fuerte y nuclear débil) a las que estaba
unidas.
Era de la inflación
A partir de los 10-35
segundos la fuerza nuclear fuerte se separa del resto de fuerzas debido a la
expansión del espacio-tiempo y del enfriamiento progresivo. Se libera tal cantidad de energía
en este proceso que el Universo incrementó su tamaño unas 1050
veces.
Según la teoría de la inflación, el crecimiento desmesurado e instantáneo provocó
irregularidades en el Universo debidas a diferencias de temperatura y densidad entre unas
zonas y otras. Estas zonas suponen el germen de las futuras galaxias.
Era electrodébil: la energía se convierte en materia.
Hasta los 10-12
segundos se comenzaron a formar gran cantidad de partículas. Los fotones de
luz (energía) se transformaban en partículas de materia (quarks y antiquarks) que de nuevo
volvían a colisionar entre sí para convertirse en fotones. Así, existía un equilibrio entre materia
y energía hasta que el enfriamiento del Universo lo permitió.
Esto se relaciona con la ecuación de Einstein según la cuál energía (E) y materia (m) son
equivalentes, siendo c una constante (velocidad de la luz).
E= m.c2
Era hadrónica
Hasta los 10-3
segundos, debido al progresivo enfriamiento, los quarks se unen entre sí para
originar los protones y neutrones del átomo, que formaban el núcleo de los primeros
elementos químicos. Cada uno de ellos está formado por tres quarks.
Era leptónica
Antes de llegar al primer segundo tras el Big Bang, cuando la temperatura ya no permitía
formar más quarks, los fotones se materializaban en partículas de menor masa: electrones y
neutrinos.

4. Era de la nucleosíntesis
Desde el primer segundo hasta los 300.000 años se forman núcleos de hidrógeno, helio y algo
de litio.
Era de los átomos y de la radiación
En la fase anterior, toda la materia se encontraba formando un plasma: un estado en el que
los núcleos de los átomos debido a las enormes temperaturas, están disociados de los
electrones. Una vez que la temperatura bajó hasta unos 2700 0
C, fue posible la asociación
estable entre los núcleos y los electrones para formar los primeros átomos de hidrógeno, helio
y litio, que se corresponden con los tres elementos más simples de la tabla periódica.
HIDRÓGENO HELIO LITIO
Además, cuando los electrones se combinaron con los núcleos, dejaron de interaccionar con
los fotones y el Universo se volvió transparente y permitió que la gran cantidad de luz pasara a
través de la materia sin obstáculos.
Era de las galaxias
A partir de los 106
años y hasta el presente, se forman las galaxias a partir de nebulosas
primordiales y el Universo continúa su expansión.
ENERGÍA OSCURA Y MATERIA OSCURA
Actualmente se cree que el Universo está acelerando su expansión debido al impulso de una
misteriosa energía oscura, de naturaleza desconocida. Esta energía oscura actúa en contra de
la gravedad.
Las galaxias y toda la materia visible del Universo sólo representan el 4% de la densidad del
cosmos. Por ello, se cree que el resto está relleno de la llamada materia oscura. Su naturaleza
es desconocida porque no absorbe ni emite radiación electromagnética (luz, ondas de radio,…)
que nos permite detectarla.

5. INVESTIGA: ¿Cuáles son las tres teorías existentes en la actualidad acerca del futuro del
Universo? ¿Se expandirá indefinidamente? ¿Se contraerá en un futuro? ¿Qué papel
desempeña la energía oscura en el desarrollo y evolución del Universo?
4. ESTRUCTURA DEL UNIVERSO
Algunas de las estrellas que observas en el cielo son tan remotas que su luz ha tardado varios
miles de años en llegar a nosotros. Incluso puede que ya ni existan.
Las unidades básicas del Universo son las galaxias. Las galaxias no se disponen de forma
uniforme en el Universo sino que se agrupan en cúmulos y estos, a su vez, en supercúmulos.
Las galaxias son enormes acumulaciones de polvo cósmico, nebulosas y estrellas, algunas de
las cuales poseen sistemas planetarios. Todos estos componentes se encuentran unidos entre
sí por potentes fuerzas de atracción de la gravedad que se generan entre sus grandes masas. El
espacio interestelar está formado por una mezcla de gases ( principalmente hidrógeno y helio),
polvo cósmico y una pequeña fracción de moléculas orgánicas.
5. LAS ESTRELLAS
ESTRELLAS Y NEBULOSAS
Las nebulosas son nubes gaseosas de hidrógeno, helio, polvo cósmico y cierta cantidad de
compuestos orgánicos. En ellas se forman las estrellas.
Las estrellas son enormes esferas gaseosas de hidrógeno y helio. Estos gases se encuentran a
unas temperaturas tan elevadas que emiten una gran cantidad de energía radiante debido a
las reacciones termonucleares que ocurren en su interior.
AMPLIACIÓN: Reacciones químicas de fusión y de fisión. Centrales nucleares.
Debido a la acción de la gravedad, los cúmulos de gas y polvo que componen la nebulosa se
van agrupando, formando pequeñas aglomeraciones. Conforme estas nubes colapsan, la
La Vía Láctea es una galaxia espiral, en uno de cuyos brazos se encuentra el Sistema
Solar, a unos 30000 años-luz de su centro. Un año-luz es la distancia que tarda en
recorrer la luz en un año.
La Vía Láctea, junto con otras galaxias como Andrómeda o la Nube de Magallanes
forma parte de un cúmulo llamado Grupo Local.

6. temperatura en el interior va aumentado como consecuencia del aumento en la presión. En
este momento la nube de gas adopta la forma de una esfera pasando a denominarse
protoestrella.
Cada protoestrella gira alrededor de su propio eje y se hace cada vez más compacta y densa, lo
que favorece las colisiones entre los átomos de hidrógeno para formar helio emitiéndose a su
vez una gran cantidad de energía.
Esta gran cantidad de energía liberada haría explotar la estrella si no fuera porque a esto se
opone la fuerza de la gravedad, que tiende a colapsarla. La fuerza expansiva y la fuerza de la
gravedad se equilibran y la estrella permanece estable hasta que el hidrógeno se agota. A
partir de ese momento la estrella pasa por diferentes fases: gigante roja, enana blanca y enana
negra.
Lee el siguiente texto y realiza las actividades propuestos al final del mismo.
Una estrella nace por azar cuando se juntan casualmente fragmentos de materia de las nubes
difusas del espacio exterior. Entonces la gravedad se une al trabajo empezado por azar. Como
todos los objetos, el grumo de materia estelar ejerce una fuerza de gravedad. La gravedad
atrae más material al grumo, que, por supuesto, ejerce entonces una fuerza gravitatoria aún
mayor. Finalmente la gravedad hace que el grumo, ahora masivo, se contraiga sobre sí mismo.
La historia terminaría aquí con un agujero negro, si no fuera por el hecho de que a medida que
el grumo de materia se contrae, el calor y la presión crecen en su centro. Conforme la
temperatura y la presión siguen aumentando, los núcleos se mueven con mayor rapidez hasta
que finalmente chocan unos con otros y tiene lugar la fusión nuclear. Ahora la presión de la
estrella recién formada es capaz de contrarrestar la fuerza de la gravedad. La energía nuclear
escapa finalmente de la masa y viaja a través del espacio en forma de radiación
electromagnética, por esto es por lo que las vemos brillar.
La gravedad, que proporciona a una estrella sus comienzos y la mantiene unida, es también su
perdición. A lo largo de su ciclo vital, la estrella está luchando contra el colapso total con que
amenaza la gravedad. Su batalla con la gravedad determina que la estrella pase de una fase
de evolución estelar a otra. Puesto que estas fases tienen lugar durante muy largos períodos
de tiempo, los científicos no pueden observar directamente el cambio de una fase a la
siguiente. En su lugar, ellos utilizan la evidencia estadística para determinar la duración de las
diferentes fases. En otras palabras, cuanto más numerosas sean las estrellas en una fase
concreta, mayor es el período de duración que los científicos suponen para dicha fase. Una vez
que una estrella empieza la fusión nuclear y se estabiliza, entra en un largo período durante el
que se la conoce como una estrella de la secuencia principal. Cuanto más masiva es una
estrella, más combustible debe quemar para contrarrestar la fuerza de la gravedad; así pues,
la estrella arde con mayor brillo y más corto es su período de vida. Nuestro Sol, que es una
estrella de tamaño medio en la secuencia principal, ha estado consumiéndose con mucho brillo

7. durante aproximadamente cinco mil millones de años, y tienen que pasar otros cinco mil
millones antes de que necesite comprobar su reserva de combustible.
Cuando una estrella de la secuencia principal empieza a agotar el combustible de su centro, la
gravedad hace que la estrella se contraiga de nuevo, y la contracción hace de nuevo que la
temperatura aumente. Aunque el combustible del centro se está agotando, las reacciones
nucleares tienen ahora lugar en la capa que rodea al núcleo central. Mientras el núcleo central
se contrae, las capas externas de la corteza se expanden.
A medida que aumenta el tamaño de la estrella, las capas externas se enfrían y el color de la
estrella pasa de amarillo a rojo. La estrella se denomina ahora una gigante roja. Puesto que
hay menos estrellas gigantes rojas que estrellas de la secuencia principal, los científicos
suponen que su período de vida es más corto. En algún momento, la gigante roja agota la
energía y empieza a contraerse de nuevo. En el caso de las estrellas menos masivas, los
electrones del núcleo central alcanzan un punto en el que se niegan a ser comprimidos más
aún. La estrella se estabiliza de nuevo: la gravedad tira hacia adentro y los electrones empujan
hacia afuera. Aunque no tienen combustible, estas estrellas, que se denominan enanas
blancas, brillan durante un largo tiempo mientras se enfrían. Nuestro Sol terminará
probablemente como una enana blanca.
En las estrellas más masivas, los electrones del núcleo central no pueden resistir la fuerza de la
gravedad. Se ven obligados a unirse con los protones para formar neutrones, y finalmente la
estrella se estabiliza como una estrella de neutrones. Las estrellas de neutrones son tan densas
que una estrella con la masa de nuestro Sol tendría un radio de solo unos diez kilómetros. Si la
estrella es todavía más masiva, tan masiva que los neutrones no pueden resistir la fuerza de la
gravedad y colapsa totalmente sobre sí misma para convertirse en un agujero negro.
En el caso de las estrellas más masivas de todas, las capas exteriores frías se contraen hacia el
centro en cuestión de horas y lo calientan tan rápidamente que desencadenan una tremenda
explosión nuclear, haciendo estallar la estrella en pedazos. Este suceso, denominado una
supernova, es bastante raro y ocurre solo dos o tres veces por siglo en cada galaxia. Al cabo de
unos pocos días de espectaculares fuegos de artificio, la supernova termina como una estrella
de neutrones o como un agujero negro. Pero esto es para una minoría; la mayoría de las
estrellas acaban sus días como una enana blanca. Cuando la enana blanca agote todo el helio,
se enfriará originando una estrella de carbono oscura llamada enana negra.
a) Realiza un resumen del texto resaltando las ideas principales.
b) Explica las diferentes fases del ciclo vital de una estrella.
c) ¿En qué consisten las reacciones de fusión termonuclear y dónde tienen lugar?
d) El Sol es actualmente una estrella enana amarilla. ¿Cuál es su edad actual? ¿Cuánto tiempo
más le queda de vida?
e) ¿Cuál es el destino final de una estrella gigante de gran masa?
f) Explica qué son y cómo se forman una supernova, una estrella de neutrones y un agujero
negro.
g) Indica las diferencias entre las reacciones nucleares de fusión y las de fisión.
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6. FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR
Es difícil precisar el origen del Sistema Solar. Los científicos creen que puede situarse hace
unos 4.600 millones de años, cuando una inmensa nube de gas y polvo se contrajo a causa de
la fuerza de la gravedad y comenzó a girar a gran velocidad.
La mayor parte de la materia se acumuló en el centro. La presión era tan elevada que los
átomos comenzaron a partirse, liberando energía y formando una estrella. Al mismo tiempo se
iban definiendo algunos remolinos que, al crecer, aumentaban su gravedad y recogían más
materiales en cada vuelta.
También había muchas colisiones formándose partículas mayores llamadas planetesimales.
Los encuentros constructivos predominaron y, en sólo 100 millones de años, adquirió un
aspecto semejante al actual. Después cada cuerpo continuó su propia evolución.
Nuestro Sistema Solar contiene ocho planetas: los cuatro primeros (Mercurio, Venus, la Tierra
y Marte) son conocidos como planetas interiores o rocosos y los cuatro siguientes (Júpiter,
Saturno, Urano y Neptuno) como exteriores o gaseosos.
Los planetas interiores o rocosos son los más próximos al Sol. Tienen núcleos metálicos y una
corteza de aspecto rocoso.
Los planetas exteriores o gaseosos son los más alejados del Sol. Su núcleo también es metálico,
pero se encuentran rodeados de grandes capas en estado líquido y de atmósferas gaseosas
muy profundas compuestas sobre todo por hidrógeno y helio.
En 2006, la Unión Astronómica Internacional redefinió el concepto de planeta y se excluyó a
Plutón de la lista de planetas del Sistema Solar, se creó la categoría de planeta enano en la que
incluyó a Plutón y a Ceres, un cuerpo clasificado anteriormente como asteroide.
En el Sistema Solar existen otros objetos como los satélites, los asteroides, los cometas y los
meteoritos.
INVESTIGA: ¿Qué diferencia hay entre los asteroides, meteoritos y cometas?¿Dónde se
localizan los asteroides dentro del sistema solar?

9. 7. LA EXPLORACIÓN DEL ESPACIO
La observación del cielo a simple vista solo permitía estudiar una pequeña parte del Universo.
Por esta razón se desarrollaron aparatos, instrumentos y técnicas de observación que han
permitido obtener información de zonas muy lejanas del Universo o detalles de los astros más
cercanos. Entre ellos destacan: los telescopios y radiotelescopios, las sondas espaciales y las
naves tripuladas.
Los telescopios ópticos recogen la luz visible, al igual que nuestros ojos, pero ampliamente
magnificada. Pueden fotografiar planetas, estrellas y galaxias. Funcionan en la Tierra y aun
mejor en el espacio obteniendo fotografías mucho más claras.
Hay otras radiaciones del espectro electromagnético que están en los cielos y que no podemos
observar a simple vista; muchas no llegan siquiera a la Tierra. Los telescopios terrestres de
radio o radiotelescopios son antenas grandes de disco diseñadas para recoger ondas de radio
largas.
Los telescopios infrarrojos y ultravioletas deben ser telescopios espaciales porque muy poca
energía ultravioleta atraviesa la atmósfera de la Tierra. Los telescopios Spitzer y el GALEX
(Explorador de Evolución de las Galaxias) están analizando casi todo el cielo bajo luz infrarroja
y ultravioleta respectivamente. Nos han permitido observar la formación de nuevas estrellas.
Los telescopios de rayos X (el Chandra) y los de rayos Gamma pueden operar únicamente en
el espacio, pues los rayos Gamma, de gran energía y longitud de onda muy corta, no pueden
atravesar la atmósfera de la Tierra. Estos telescopios nos han permitido observar la formación
de agujeros negros.
INVESTIGA: Averigua qué son las sondas espaciales y los satélites artificiales y qué tipo
de información nos aporta cada uno de ellos.

10. PREGUNTAS PARA EL EXAMEN
1. ¿Qué contribución hizo Kepler a la astronomía?
2. ¿Qué modelo del Universo apoyaba Copérnico? ¿Y Ptolomeo?
3. ¿Cuál es la diferencia entre la teoría geocéntrica y la heliocéntrica?
4. ¿Qué estudia la astronomía?
5. ¿Qué es la energía oscura y qué función se supone que desempeña?
6. ¿Qué es la materia oscura y qué función se supone que desempeña?
7. Describe el modelo cosmológico estacionario.
8. ¿Qué demostró Edwin Hubble en relación a las características del Universo?
9. ¿Indica en qué fase de la expansión del Universo tienen lugar los siguientes
acontecimientos:
- Se forman los protones y los neutrones:
- Se forman los quarks:
- Se forman los electrones y los neutrinos:
- Se forman átomos de hidrógeno y helio:
10. Explica la ecuación de Einstein.
11. ¿Qué es el plasma?
12. ¿Cuál puede ser la causa de la irregular distribución de las galaxias en el Universo?
13. ¿Qué es una galaxia?
14. ¿Qué es una nebulosa?
15. ¿Qué es una supernova?

11. 16. ¿Qué es una enana blanca? Explica cómo se ha formado.
17. ¿Por qué algunos planetas tienen anillos?
18. ¿Qué son los satélites?
19. ¿Cómo se genera la energía que emiten las estrellas?
20. ¿De qué se compone un asteroide?
21. ¿Qué diferencia un asteroide de un cometa?
22. ¿Dónde se encuentran situados los asteroides dentro del sistema solar?
23. ¿Qué es un agujero negro?
24. ¿Qué información nos aportan los satélites artificiales?
25. ¿Qué utilidad tienen los radiotelescopios para el estudio del Universo?
26. ¿Qué son las sondas espaciales? ¿Para qué se utilizan?