1. ¿Qué es el universo?
El universo lo es todo. Toda la materia y energía junto con el espacio y el tiempo. Las teorías de la
física actuales dicen que no hay nada fuera del universo, ni siquiera tiempo y que no se puede salir
de él.
¿Cómo está organizado el Universo?
• Planetas • Galaxias
• Estrellas, gas y polvo • Cúmulos de galaxias
Según se ha ido conociendo el tamaño y estructura del universo se ha visto su enorme tamaño y la
insignificancia de nuestro planeta
Origen del universo
Cuando se observan galaxias lejanas se detecta el corrimiento hacia el rojo de sus espectros de
emisión. Esto significa que cuando más lejos se encuentra una galaxia más rápidamente se aleja de
nosotros
El universo se encuentra en expansión. Si hacemos el cálculo de cuanto espacio han recorrido estas
galaxias concluye que hace unos 15.000 millones de años toda la materia del universo estaba junta.
Probado por fondo de microondas
Los cálculos del calor que se produjo en el origen del universo, una vez dispersado suponen una
temperatura de 3ºK Se ha observado esta temperatura del universo actual en el espectro de
microondas, lo que es una prueba fundamental de esta teoría.
Evolución del universo

2. Eras del universo Edad
Hiperinflación Fluctuaciones violentas en los niveles de 0
energía 1s
Big Bang Materia y energía heterogéseos super 1 s
calientes 1 año
Fondo cósmico de Aparece la radiación. Llega actualmente 1 año
microondas hasta nosotros en forma de microondas a 250 ma
3ºK
Universo oscuro El universo se enfría. Los átomos se hacen 250 ma
neutros y dejan pasar la luz. Se forman 1.000 ma
nubes de gases por gravedad
Renacimiento Se forman las primeras estrellas. La 1.000 ma
cósmico radiación ioniza el gas 6.800 ma
Formación de Formación de galaxias con millones de 6.800 ma
Galaxias estrellas. Generación de elementos 12.700 ma
pesados en el interior de las estrellas y
expulsión al medio interestelas
Estructuras de gran Agrupaciones galácticas en telaraña 12.700
escala 13.000 (presente)
Era de las estrellas Evolución estelar hacia enanas marrones, 13.000
pulsars, quasars, agujeros negros 90 ba
Era degenerada Se extinguen las fuentes de luz, vuelve la [~90 trillion - ?]
oscuridad
Se acelera la expansión del universo
Se evaporan los agujeros negros.
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 estrellas
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....

3. Comparación del tamaño de los cuerpos celestes
Cuando se ponen en un gráfico las estrellas clasificadas por su color (que se corresponde con su
temperatura superficial) frente a la luminosidad se obtiene un diagrama como el siguiente:
• La mayoría de las estrellas se agrupan en la secuencia principal, diagonal en la gráfica. En
esta secuencia principal las estrellas más brillantes son las de mayor temperatura superficial.
• Algunas estrellas son frías pero muy luminosas (Parte superior derecha del diagrama).
El motivo es que son de gran tamaño. Se las denomina gigantes rojas
• Otras estrellas son poco luminosas calientes, enanas blancas, o frías; enanas marrones.
Se encuentran en la parte inferior del diagrama
• La mayoría de las estrellas mantienen su emisión de radiación aproximadamente constante
durante periodos prolongados de tiempo, pero algunas cambian de brillo en días, semanas o meses,
estas son las denominadas estrellas variables
Las supernovas mandan al espacio elementos más pesados que el He. O C N Fe Ni..... (Metales
para los astrónomos)
De ellos pueden nacer nuevas estrellas y planetas
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

4. 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
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

5. • 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 (secuencia principal
del diagrama HR)
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. quemando materia a unos 600 millones TM/s
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) conirtiéndose 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
Masa mayor de 1.5 veces la masa solar
Da lugar a una supernova explosiva, que emite tanta radiación como toda una galaxia.

6. 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
Diámetro = 20 Km d=100 millones Tm/cm3
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 super-novas forma ondas de presión que forman nuevas estrellas y
polvo estelar.
Sistemas planetarios
En el proceso de formación de una estrella se forman otros cuerpos celestes
Muchas estrellas conocidas son sistemas dobles o múltiples
En estrellas cercanas se han podido detectar planetas.
Se han descubierto decenas de sistemas planetarios
La formación de los planetas parece ser muy variable, no aparece regla general sobre cómo deben
ser.
Formación de un sistema planetario
Origen del Sistema Solar
• Formado hace 4.600 milones de años a partir de una nube de gas y polvo
Probablemente una supernova próxima inestabiliza la nube y hace que se contraiga además de
proporcionar elementos pesados adicionales
Gas mayoritariamente H y He
Polvo: silicatos, óxidos de Fe y otros metales
Volátiles: agua, metano, amoniaco

7. Composición del Sistema Solar
• La rotación hace que la nube se aplane en un disco
• La contracción hace que se caliente
• Las partículas de polvo se condensan por colisión al aproximarse sus órbitas hasta formar
cuerpos de unos pocos Kg: planetesimales
• En las zonas internas empieza a hacerse notar la radiación inicial del Sol y desaparecen las
sustancias volátiles
• En zonas más alejadas las partículas son capaces de captar gases y con ello aumenta mucho
su masa
• La acreción (aumento de masa por choques) de los planetesimales da lugar a planetas (hasta
1.000 km de diámetro)
• Los planetas en formación barren sus órbitas haciéndose circulares y en un plano. El material
de la órbita es incorporado al planeta o bien es expulsado.
• La acreción en los planetas genera calor.
Provoca la fusión parcial o total del cuerpo y su diferenciación por densidades.
Esta diferenciación por densidades genera aún más calor
El núcleo de los grandes planetas permanece aún fundido a varios miles de grados
Se destilan gases que pueden dar lugar a atmósferas
• La acreción duró unos 100 millones de años con planetesimales grandes. Luego fueron
expulsados o incluidos en los ocho planetas.
• Al final del periodo de acreción parecen haberse producido choques catastróficos entre
cuerpos de gran masa que explican el satélite de la Tierra o la inclinación de los ejes de Venus o
Urano.
• En cuerpos sin erosión ni vulcanismo quedan huellas de este periodo: saturación de impactos
en superficie.
Los planetesimales subsisten a grandes distancias 10.000 - 100.000 UA. (Cometas)
Estructura de nuestro sistema planetario
• Formado por una estrella única, el Sol con la mayor parte de materia y masa del sistema.
La masa del sol es 330.000 veces la masa de la Tierra. . 700 veces más masa que el resto del
sistema solar en conjunto.
• Masa total de los planetas: 446 veces la masa de la Tierra.
El 70% de esta masa la tiene Júpiter

8. • El resto del sistema (asteroides, planetas menores, cometas, gas, polvo) aproximadamente 1
masa terrestre
Comparación de escalas
Para hacerse una idea de las dimensiones del sistema solar es conveniente reducirlo a escalas con
las que estemos más familiarizados:
Diámetro Diámetro Distancia Distancia Distancia Diámetro
de la del Sol Tierra - Sol Sol - a Centauri de la
Tierra Plutón Galaxia
Tamañoreal 13.000 Km 1.4 E6 Km 150 E6 Km 6 E9 Km 40 E12Km 1 E15 Km
Tierra= 1cm 1cm 1m 107 m 4.2 Km 29.000Km 800.000Km
Sol = 1mm 1 mm 11 cm 4.2 m 29 Km
Planetas interiores rocosos
• Núcleo de Hierro. Capa de silicatos. Atmósferas poco importantes
• Densos: Aproximadamente 5 g/cm3
• Si son suficientemente grandes conservan vulcanismo y tectónica
Mercurio
Pequeño, muy denso, sin atmósfera, sin tectónica
Venus
Similar en tamaño a la Tierra. Atmósfera densa. Temperatura superficial muy elevada. Tectónica.
Vulcanismo
Tierra
Atmósfera de N2 y O2. Tectónica. Vulcanismo
Luna - Similar a planetas interiores. Sin tectónica reciente
Marte
Atmósfera muy tenue CO2. Vulcanismo
Planetas exteriores gaseosos
• Núcleo pequeño de Hierro y silicatos.
Capa de NH3 CH4 H2O H2 y He. Atmósfera muy potente
• Poco densos 1 - 2 g/cm3
• Muy grandes
• Vientos potentes en la atmósfera.
• Abundantes satélites y generalmente anillos
Júpiter
El gigante del sistema
Saturno
Similar a Júpiter. Anillos muy importantes
Urano - Neptuno

9. Satélites de los planetas gigantes
• Núcleo pequeño de hierro y silicatos
• Grandes masas de agua sólida o líquida (interior)
• En los muy fríos atmósferas de metano y amoniaco
• Bastantes de ellos de gran tamaño
• La presencia de agua líquida interna y atmósferas de hidrocarburos les hace candidatos a
albergar vida
Los mayores (más de 2000 km de diámetro) son:
• Io (Júpiter) - Vulcanismo extremo causado por mareas
• Europa (Júpiter) - Satélite de hielo. Tectónica
• Ganímedes (Júpiter) - Satélite de hielo
• Calisto (Júpiter) - Satélite de hielo
• Titán (Saturno) - Atmósfera importante. Mares de metano
• Tritón (Neptuno)
Asteroides
• Cinturón de rocas restos de un planeta que no se formó debido a la proximidad de Júpiter
• Desviadas con frecuencia de sus órbitas van colisionando con los planetas del sistema solar
• Cuerpos rocosos o metálicos
• El mayor es Ceres de 900 km de diámetro
• Puede haber hasta dos millones de asteroides mayores de 1 Km
• Hasta 150 millones mayores de 100 m
• Lista de asteroides

10. Planetas enanos externos (plutoides)
• Mayoritariamente de hielo de agua, metano y amoniaco
Núcleo de silicatos...
• Muy fríos
• Órbitas muy elípticas y alejadas del sistema solar. Cinturon de Keiper
• Poco densos: 2 g/cm3
Plutón - Caronte
Eris (Xena)
Sedna
Orcus
Makemake
Haumea
Cometas
• Semejantes a planetesimales originales
• Desarrollan una cola cuando se acercan al Sol producto de la evaporación de sus
compuestos volátiles.
• Se van desintegrando
• Responsables de lluvias de meteoritos
Proceden de la nube de Oort.
Una zona de miles de miles de millones de cuerpos de hielo
Masa total unas masas solares (unas 5)