1. TEMA 2: NUESTRO LUGAR
EN EL UNIVERSO

2. El origen el Universo
• Teoría del bing bang o de la gran explosión (Lemaítre, 1927 y
desarrollada por Gamor en 1948):
– La materia y el espacio estuvieron concentrados en un punto, llamado
átomo primigenio, de densidad y temperatura muy elevadas.
– Este átomo primigenio se expandió bruscamente en una gran explosión
y comenzó la expansión del Universo: la energía se fue alejando y
transformándose en materia, y a la vez se originan el espacio y el
tiempo.
– Se fueron generando partículas subatómicas y después todos los
átomos, primero hidrógeno y helio, por fusión el resto (“Somos polvo de
estrellas).
– A medida que el Universo se expandía se enfriaba. La materia
diseminada se fue condensando y fueron surgiendo todas las
estructuras astronómicas: las nebulosas, las galaxias, las estrellas, los
planetas.

3. ESTRELLAS
• ¿Por qué son importantes las estrellas?
– Nuestro Sol es una estrella, de él recibimos luz que calienta la Tierra y permite la
fotosíntesis de la que depende mayor parte la vida en la Tierra
– En Big bang no se formaron elementos más pesados que el helio. Lo demás lo
formaron las estellas y lo enviaron al espacio. Somos polvo de estrellas
• Tipos de estrellas
– Las estrellas son cuerpos celestes que emiten luz propia pero no todas las
estrellas son iguales
– Las masas de las estrellas oscilan normalmente entre una décima parte de la
solar y 20 veces la masa del Sol.
La mayoría de las estrellas son menores que nuestro Sol
– La temperatura interior siempre es muy elevada (millones de grados) pero la
temperatura superficial varía desde menos de 1.000 ºK a más de 30.000 ºK
– Su luminosidad es aún más variable; desde diezmilésimas de la solar hasta
100.000 veces mayor
– Igualmente su tamaño es muy variable ....

4. Evolución estelar
• La vida de una estrella se puede explicar por las
siguientes fuerzas que actúan sobre la materia:
– Gravedad
Fuerza siempre atractiva. Actúa a distancia
ilimitada. Es proporcional a la masa y al inverso del
cuadrado de la distancia.
– Presión
Fuerza ejercida por el choque de las partículas que
forman la estrella
Depende de la densidad de materia y de la
temperatura
– Temperatura
Medida de la energía cinética de las partículas
– Radiación electromagnética
Las estrellas emiten fotones de modo proporcional
a su temperatura superficial y su tamaño
– Reacciones nucleares de fusión
Los átomos, a altas temperaturas pueden
combinarse convirtiéndose en átomos más
pesados. Estas reacciones producen inmensas
cantidades de energía en forma de calor.
– Fuerzas nucleares
Mantienen la estructura de los átomos. Son muy
fuertes pero de corto alcance

5. Secuencia de acontecimientos en la evolución de una estrella
• Una masa de gas no homogénea por perturbación o espontáneamente se contrae
por gravedad.
• La contracción aumenta temperatura
• El aumento de temperatura aumenta presión hasta que se equilibra con la
gravedad.
• La energía se pierde por radiación al espacio y se vuelve contraer y a aumentar la
presión
• Al ser la gravedad cada vez mayor la temperatura tiene que ser cada vez más
elevada para mantener la estructura del gas en compresión
• La radiación emitida va cambiando desde el infrarrojo a visible
• El proceso continúa hasta que la presión es suficiente para producir la fusión del
hidrógeno en helio.
4 H -> 1 He . Se produce a unos 7 a 20 millones de ºK
• Este proceso mantiene a la estrella irradiando durante millones de años Las
estrellas grandes al tener mayor temperatura son azules y viven pocos millones
de años
Las estrellas menores son rojas y su vida en la secuencia principal es más larga:
miles de millones de años.
El Sol vivirá unos 10.000 m.a.

6. • Al agotarse el H el núcleo se contrae y calienta y empieza la fusión de otros
elementos más pesados hasta el Fe
Las temperaturas interiores son mucho más altas 100 millones ºK
Pero se obtiene mucha menor energía
Mientras el núcleo se calienta la periferia se expande y enfría: gigantes rojas
Son estrellas inestables:
- A veces se producen explosiones: novas
- A veces se convierten en estrellas variables. en las que cambia el brillo
periódicamente
• El futuro de la estrella depende de la masa
– De 0.1 a 1.5 veces la masa solar
Se van agotando y emitiendo parte de sus capas exteriores (nebulosa
planetaria) convirtiéndose en enanas blancas muy densas.
La masa solar en el volumen de la tierra d=1 Tm/cm3.
Las enanas blancas se convierten progresivamente en enanas marrones al
perder temperatura

7. – Masa mayor de 1.5 veces la masa solar
Da lugar a una supernova explosiva, que emite tanta radiación como toda una
galaxia.
Emite al espacio gran parte de su masa quedando un resto una estrella de
neutrones o un agujero negro
– Masa menor de 3 veces la solar: Estrellas de neutrones
Los átomos no pueden aguantar la gravedad y se combinan protones y
electrones formando una especie de átomo gigante de neutrones
– Masa mayor de 3 veces la solar: Agujeros negros .
La gravedad es tan intensa que no pueden escapar ni los fotones
El tiempo y el espacio se alteran en su interior
No sale nada
• La materia expulsada por supernovas forma ondas de presión que forman nuevas
estrellas y polvo estelar.