TEMA 2: NUESTRO LUGAR EN EL UNIVERSO

El origen del Universo. La génesis de los elementos: polvo de estrellas.

El tema se relaciona con los siguientes objetivos y criterios de evaluación propuestos en el diseño curricular:

Objetivos

1) Conocer el significado cualitativo de algunos conceptos, leyes y teorías, para formarse opiniones fundamentadas sobre cuestiones científicas y tecnológicas, que tengan incidencia en las condiciones de vida personal y global y sean objeto de controversia social y debate público.

2) Plantearse preguntas sobre cuestiones y problemas científicos de actualidad y tratar de buscar sus propias respuestas, utilizando y seleccionando de forma crítica información proveniente de diversas fuentes.

3) Obtener, analizar y organizar informaciones de contenido científico, utilizar representaciones y modelos, hacer conjeturas, formular hipótesis y realizar reflexiones fundadas que permitan tomar decisiones fundamentadas y comunicarlas a los demás con coherencia, precisión y claridad.

8) Reconocer en algunos ejemplos concretos la influencia recíproca entre el desarrollo científico y tecnológico y los contextos sociales, políticos, económicos, religiosos, educativos y culturales en que se produce el conocimiento y sus aplicaciones.

Criterios de evaluación

9) Analizar las sucesivas explicaciones científicas dadas a problemas como el origen de la vida o del universo; haciendo hincapié en la importancia del razonamiento hipotético-deductivo, el valor de las pruebas y la influencia del contexto social, diferenciándolas de las basadas en opiniones o creencias.

En cuanto al desarrollo de los contenidos, la propuesta consiste en plantear una serie de cuestiones clave e ir desarrollando los contenidos necesarios para abordar tales cuestiones. Desde este punto de vista, los objetivos específicos que se plantean en este tema consisten en ofrecer respuestas a estas cuestiones clave.

1. ¿Cómo es el universo?, ¿qué forma tiene?, ¿es finito o infinito?, ..2. ¿Cómo se miden distancias en el universo?.3. ¿Por qué sabemos que el universo se encuentra en expansión?4. ¿Qué es el Big Bang?5. Evolución estelar. Formación de elementos químicos6. ¿Qué sabemos del Sistema Solar?

¿Cómo es el Universo?.

Probablemente las respuestas que se pueden dar hoy a esta pregunta tienen mucho que ver con ideas previas que se han ido forjando a lo largo del tiempo. Algunas cuestiones acerca del Universo que hoy resultan evidentes (como, por ejemplo, el que el Tierra gira alrededor del Sol y no al revés) en realidad no lo son y que, de hecho, han sido objeto de un profundo e intenso debate a lo largo de la historia.

Podemos comenzar la unidad haciendo un recorrido por los diferentes modelos de Universo que han sido sido significativos a lo largo de la historia, haciendo hincapié en que este es un asunto que ha preocupado a la humanidad desde siempre.

1. Los modelos de universo primitivos. La Tierra plana:

Desde la antigüedad más remota hasta el tiempo de los griegos la humanidad pensó que la Tierra era plana. Sin embargo hacia el año 500 a. C. Hecateo de Mileto resumía la cosmología del momento de acuerdo con el pensamiento ancestral: "La Tierra tenía la forma de un disco con Grecia, naturalmente, en su centro". El disco, de unos 10.000 kilómetros de diámetro, estaba rodeado por el río Océano en toda su periferia. Este río penetraba en su interior formando el mar Mediterráneo.

La Tierra y el mar que la rodeaba estaban dentro de una semiesfera transparente, semejante a una quesera, donde se encontraban sujetas las estrellas fijas.

Grabado del s. XVI que representa la bóveda celeste y los mecanismos que regulan los movimientos de los astros.

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap010101.html

Esta esfera giraba en torno a un eje central perpendicular al disco, dando una vuelta al día.

La Luna, el Sol y los demás planetas se desplazaban por la semiesfera tal como se veían desde la Tierra.

Pero los filósofos querían saber más y entre otras cosas se preguntaban: qué era lo que movía la esfera de las estrellas y qué era lo que se encontraba detrás de ellas.

2. El modelo aristotélico del mundo

En el año 340 a.C. el filósofo griego Aristóteles, en su libro De los Cielos , fue capaz de establecer dos buenos argumentos para creer que la Tierra era una esfera redonda en vez de una plataforma plana. En primer lugar, se dio cuenta que los eclipses lunares eran debidos a que la Tierra se situaba entre el Sol y la Luna. La sombra de la Tierra sobre la Luna era siempre redonda. Si la Tierra hubiera sido un disco plano, su sombra habría sido alargada y elíptica a menos que el eclipse siempre ocurriera en el momento en que el Sol estuviera directamente debajo del centro del disco. En segundo lugar, los griegos sabían, debido a sus viajes, que la estrella Polar aparecía más baja en el cielo

cuando se observaba desde el sur que cuando se hacía desde regiones más al norte. (Como la estrella Polar está sobre el polo norte, parecería estar justo encima de un observador situado en dicho polo, mientras que para alguien que mirara desde el ecuador parecería estar justo en el horizonte). A partir de la diferencia en la posición aparente de la estrella Polar entre Egipto y Grecia, Aristóteles incluso estimó que la distancia alrededor de la Tierra era de 400.000 estadios. No se conoce con exactitud cuál era la longitud de un estadio, pero puede que fuese de unos 200 metros, lo que supondría que la estimación de Aristóteles era aproximadamente el doble de la longitud hoy en día aceptada. Los griegos tenían incluso un tercer argumento en favor que la Tierra debía de ser redonda, ¿por qué, si no, ve uno primero las velas de un barco que se acerca en el horizonte, y sólo después se ve el casco?

Historia del tiempo. Stephen Hawking (http://www.librosmaravillosos.com/historiatiempo/capitulo03.html)

En cuanto al modelo de universo geocéntrico propuesto se basaba en los supuestos siguientes:

MUNDO SUBLUNAR

● Todo lo existente se constituye a partir de los cuatro elementos: Tierra, aire, agua y fuego● Los elementos coexisten en el desorden originado por el arrastre de la esfera lunar● La Tierra, al ser el elemento más pesado, tiende a ocupar su “lugar natural”, el centro del

universo.

MUNDO SUPRALUNAR

● Constituido por el éter, intangible y cristalino, cuyas concreciones constituyen las esferas y cuerpos celestes

● A este mundo inmutable y eterno no le conviene otro movimiento que el circular y uniforme, símbolo supremo de la perfección

LECTURA

Ptolomeo opinaba...

Almagesto.

«Se demostrará la imposibilidad de que la Tierra realice movimiento alguno hacia los lados, o se mueva alguna vez de su lugar en el centro. Pues los mismos fenómenos resultarían si tuviese una posición distinta a la del centro. Por consiguiente, me parece inútil investigar las causas del movimiento de los objetos hacia el centro, una vez claramente establecido por los mismos fenómenos, que la Tierra ocupa el lugar central en el cosmos y que todos los cuerpos pesados son llevados hacia ella. Y esto fácilmente podrá ser comprendido, si en todas las partes de la Tierra, tras demostrarse que es esférica y centro de todo el Universo, la dirección de caída y la trayectoria del movimiento de los cuerpos que tienen peso es siempre y en todas partes en ángulo recto al plano tangente trazado en el punto de contacto de la caída».

http://www.kalipedia.com/ciencias-tierra-universo/tema/ptolomeo-opinaba.html?x1=20070417klpcnatun_6.Kes

3. Copérnico, Galileo, Tycho Brahe, Kepler, Newton,..

Ante la incapacidad de la astronomía ptolemaica para explicar las posiciones observadas de los cuerpos celestes, surge por fin la idea de que tal vez esta discrepancia entre observación y el modelo geocéntrico no sea imputable a los astrónomos, sino a la teoría. La figura muestra la explicación geocéntrica a las retrogradaciones observadas en los planetas según el modelo geocéntrico.

La salida a esta crisis aparece de la mano de Copérnico, Kepler y Galileo (entre otros). Todo este período en el que aparecen por primera vez aspectos hoy vigentes del método científico (observación detallada, experimentación, et..) se le conoce como revolución científica, que, en física, tiene su punto culminante con Newton el cual, a partir del enunciado de la Ley de Gravitación Universal, establece la universalidad de las leyes de la física (las leyes son las mismas en los cielos que en la Tierra).

De forma breve y esquemática exponemos las ideas clave a que nos referimos:

Modelo heliocéntrico: Copérnico

● No hay un centro común a todos los astros.● La Tierra es el centro de la Luna y de la gravedad.● El Sol es el centro del sistema planetario.● La distancia al Sol es infinitamente pequeña comparada con la que hay a las estrellas fijas.● La Tierra gira diariamente sobre su eje, dando así la impresión que es el firmamento el que

gira.● La Tierra y los demás planetas giran en torno al Sol, dando así la impresión de que éste

tiene un movimiento anual.● Las detenciones y retrocesos aparentes de los planetas se deben a la misma causa.

Johanes Kepler

● Los planetas describen órbitas elípticas estando el Sol en uno de sus focos

● El vector posición de cualquier planeta respecto del Sol, barre áreas iguales de la elipse en tiempos iguales

● Los cuadrados de los periodos P de revolución son proporcionales a los cubos de los semiejes mayores a de la elipse.

Animaciones en http://www.sc.ehu.es/sbweb/fisica/celeste/kepler/kepler.htm

Galileo

Defiende el modelo heliocéntrico copernicano al que aportó importantísimos datos derivados de la observación detallada del universo gracias a la utilización del telescopio, que permitió descubrimientos relevantes como:

● Satélites de Júpiter● Fases de Venus● Estructura de la superficie lunar (sombras,..)

En la página http://www.iac.es/cosmoeduca/universo/charla1.html podemos encontrar una presentación, y el pdf asociado, como recurso muy interesante para desarrollar todo este punto.

¿Cómo se miden distancias en el universo?

La Tierra: Una idea es explicar en este apartado el procedimiento de Eratóstenes. Relacionado con esto, existe la posibilidad de proponer a algún grupo de alumnos que realicen una estimación de las dimensiones de la Tierra, para lo cual será necesario solicitar la colaboración de otro centro muy distante (lo más lejos posible) de España (o Europa).

Una referencia a este procedimiento se encuentra en http://www.astronomia.net/cosmologia/lec109.htm

Distancias en el sistema solar: Estas distancias se pueden estimar a partir de las leyes de Kepler y ley de gravitación universal de Newton. T

Más allá del Sistema Solar: Hay muchos procedimientos, los más intuitivos son:

A. Paralaje trigonométrico Este método es el primer pilar básico de la escala de distancias en astronomía. Está basada en la medida de la variación del ángulo de visión de una estrella respecto a las estrellas de fondo como vista desde lados opuestos de la órbita terrestre.

La parte de arriba del diagrama muestra la Tierra en dos posiciones diferentes separadas por un periodo de seis meses, y el triángulo formado entre esas posiciones y una estrella cercana. La parte de abajo presenta las imágenes de una estrella cercana proyectada sobre el fondo de estrellas distantes tomadas desde ambas posiciones de la Tierra. Si el lector cruza sus ojos de manera que las dos imágenes se mezclen podrá ver como la estrella cercana emerge del fondo en 3-D, y además acabará probablemente con un dolor de cabeza.

El paralaje de una estrella no es más que la mitad del ángulo que sostiene la estrella entre las dos posiciones de la Tierra. Puesto que este ángulo es muy pequeño, el seno y la tangente del paralaje se aproximan muy bien por el ángulo de paralaje medido en radianes. Por tanto, la distancia a la estrella puede ser determinada como

D[en cm] = [distancia Tierra-Sol en cm]/[paralaje en radianes]

Los astrónomos suelen decir que la distancia Tierra-Sol es de 1 ua (unidad astronómica) que equivale a 1.496 1013 cm, y medir los ángulos en segundos de arco. Una estrella con un paralaje de 1'' se encuentra a una distancia de 3.08567 1018 cm, unidad conocida como parsec (pc). Ninguna estrella conocida tiene un paralaje tan grande como de 1''.

B. Cefeidas

Las variables Cefeidas son estrellas jóvenes, de masa intermedia (2-10 M¤) y pulsantes con periodos de varios días, y se llaman así por el miembro más brillante de la clase, Delta Cephei. Estas estrellas son pulsantes debido a que las zonas de hidrógeno y helio ionizado se encuentran cerca de la superficie. Este hecho fija la temperatura, más o menos, de la estrella y produce una franja de inestabilidad en el diagrama H-R. Clásicamente, se sabe desde hace años que existen dos grupos de cefeidas: las clásicas, con una amplitud elevada y una curva de luz asimétrica, y las cefeidas con una amplitud más moderada y una curva de luz simétrica.

El diagrama anterior muestra una estrella creciendo y enfriándose, luego disminuyendo de tamaño y calentándose. Las Cefeidas son más brillantes cuando están cerca de su tamaño mínimo. Puesto que todas las Cefeidas están aproximadamente a la misma temperatura, el tamaño de una Cefeida determina su luminosidad. Un objeto pulsante y grande tiene un periodo de oscilación más largo que un objeto del mismo tipo que sea más pequeño. Por lo tanto debe existir una relación periodo-luminosidad para las Cefeidas. Si uno tiene dos Cefeidas cuyos periodos de oscilación difieren en un factor dos, la de mayor periodo es aproximadamente 2.5 veces más luminosa que la de periodo corto. Puesto que es fácil medir el periodo de una estrella variable, las Cefeidas son una maravilla para determinar las distancias a galaxias. Además, las Cefeidas son tan brillantes que se pueden observar en galaxias tan lejana como M100 en el cúmulo de Virgo. El único problema con las Cefeidas es la calibración de la relación periodo-luminosidad, pues debe realizarse usando Cefeidas situadas en las Nubes de Magallanes y en cúmulos estelares cuya distancia haya sido determinada por ajuste de la secuencia principal del cúmulo. Y uno debe preocuparse por que la calibración podría depender de la abundancia de metales en la Cefeida, la cual es mucho menor en la Gran Nube de Magallanes que en galaxias espirales luminosas del tipo M100.

El ABC de la estimación de distancias: http://www.astronomia.net/cosmologia/distance.html

¿Por qué sabemos que el universo se encuentra en expansión?

Espectros

En este punto parece necesario introducir algunos conceptos sin los cuales difícilmente los estudiantes pueden entender las razones por las que se plantea la hipótesis del universo en expansión.

En primer lugar, sería conveniente explicar que todos los fenómenos que observamos podemos entenderlos en términos de materia o de radiación. Algunos ejemplos pueden aclarar esto a los estudiantes.

Aunque las propiedades de la materia son fácilmente asimilables por los estudiantes, puede ser algo más complejo explicar qué son las ondas y qué propiedades las caracterizan, sobre todo las ondas electromagnéticas (fundamentalmente hablamos de longitud de onda por ser la más “visual”

de las características).

No obstante, para nuestros intereses, no es necesario que se comprenda la naturaleza de las ondas electromagnéticas en profundidad. Puede bastar con explicar que la luz es una onda electromagnética y que a cada longitud de onda se le asocia un color. Una vez establecido esto, podemos extender el concepto a todo el espectro electromagnético.

Es interesante que los estudiantes reconozcan los diferentes tramos del espectro ordenados por longitudes de onda

Ahora estamos en condiciones de explicar el efecto Doppler. La forma habitual de hacerlo es a partir introducirlo aplicado a las ondas sonoras y que, como es bien conocido, supone una variación en la longitud de onda detectada, en relación a la emitida, por un observador que se encuentra en movimiento relativo respecto a la fuente sonora.

Una consecuencia de este efecto es que, si la fuente sonora se aleja del observador, este detecta un sonido más grave (longitud de onda más larga).

Este efecto, aplicado a la luz significa un desplazamiento al rojo (longitud de onda más larga) si la fuente luminosa se aleja del observador.

Vídeo sobre el efecto Doppler (Brainiac): http://es.youtube.com/watch?v=ys4_JFbSvIQ

Ley de Hubble

La cosmología científica nació con la ley de Hubble, la primera observación con significado puramente cosmológico. Hubble obtuvo una relación lineal entre el desplazamiento al rojo z y distancia D

c z = H0 D

donde c es la velocidad de la luz y H0 es la constante de Hubble, expresada habitualmente en Km s-1Mpc-1. Esta relación aproximada para pequeños desplazamientos al rojo podría implicar, por extrapolación directa, una relación lineal entre la velocidad y la distancia que se cumpliera para

cualquier distancia considerada.

Este hecho puede ser interpretado como que el Universo está en expansión. Pero una ley de la forma

v = H D

conocida como relación velocidad-distancia (y muchas veces confundida con la ley de Hubble) tiene muchas más implicaciones.

● La primera es que ésta es la única relación posible que produce una expansión que no cambia la forma de las estructuras en el Universo.

● La segunda es que es compatible con una visión Copernicana (o principio de mediocridad) donde nuestra posición en el universo no es de particular importancia. Todos los observadores, en cualquier lugar del universo verán el mismo tipo de ley.

● La tercera es que para un distancia suficientemente grande, un objeto se puede alejar con una velocidad mayor que la de la luz, lo que implica que hay algún tipo de horizonte cosmológico al que tenemos que dar una explicación dentro de un modelo razonable del Universo observable. Este horizonte -conocido como radio de Hubble

● Por último, si extrapolamos la expansión hacia atrás en el tiempo, parece ser que podría haber un tiempo en que las galaxias estuvieran mucho más cerca y la densidad del universo podría crecer indefinidamente si nos vamos suficientemente atrás en el tiempo.

La ley de Hubble: http://www.astronomia.net/cosmologia/Hubble.htm

¿Qué es el Big Bang?

Se entiende habitualmente por Big Bang el estado de alta densidad y temperatura que dio origen al universo observable.

Hay una confusión habitual y es pensar en el Big Bang como en una singularidad inicial, como un punto del que surgió el universo entero. El modelo del Big Bang es mucho más modesto que eso y sólo es una extrapolación de nuestro universo en el pasado durante un tiempo finito.

El punto de partida depende de la física que uno esté dispuesto a admitir y de las garantías que uno tenga de que sus conclusiones están respaldadas por las observaciones. Actualmente podemos extrapolar hacia atrás en el tiempo con muchas garantías hasta la época de la nucleosíntesis primigenia. Esto corresponde a unas condiciones con una temperatura de unos 100,000,000,000 de grados y una densidad que equivalía a unos 3,800 millones de veces la densidad del agua. Todo el universo que podemos observar en la actualidad estaba concentrado en unos pocos años luz cúbicos y era sólo una sopa de electrones, fotones, neutrinos y ligeras trazas de protones y neutrones.

Decimos que habían pasado del orden de una centésima de segundo desde la singularidad inicial, cuando lo que se pretende decir es que si extrapolamos las ecuaciones del modelo del Big Bang hasta una temperatura infinita, obtenemos lo que denominamos el tiempo de expansión del universo t0. Si hace exactamente t centésimas de segundo que ocurrió la nucleosíntesis, entonces t0 - t ~ 1 segundo

El calificativo de Big Bang (Gran Explosión) fue creación del astrónomo británico ya fallecido Fred Hoyle en los años cincuenta como término descalificativo a este modelo de universo. Fred Hoyle había sido uno de los creadores de un modelo alternativo conocido como Estado Estacionario. Este modelo admite la expansión del universo, pero concibe un universo infinito, que no tiene un principio definido, en el que se genera materia de manera continua mediante mecanismos desconocidos.

En cuanto al futuro del universo existen cuatro hipótesis sobre los futuros posibles del universo:

Si el universo albergara bastante cantidad de materia, la fuerza de la gravedad acabaría por detener la expansión y convertirla en una contracción que culminaría en una Gran Implosión. Un universo de este tipo se denomina cerrado.

Si por el contrario, no hubiera suficiente materia, la expansión continuaría indefinidamente. Un universo así recibe el calificativo de abierto.

Hay bastantes indicios observacionales que sugieren que el universo es plano, es decir, que se encuentra en el punto de equilibrio entre abierto y cerrado. Eso implica que el universo se expandirá por siempre, cada vez a un ritmo más lento pero sin llegar nunca a detenerse.

Finalmente otra posibilidad consiste en que la expansión se acelere. Las supernovas observadas en galaxias lejanas en 1998 parecían un 20% más débiles de lo que sería de esperar si el universo fuera plano o abierto. Esto apunta que la expansión se ha acelerado durante los últimos miles de millones de años y ha alejado las galaxias cada vez más de nosotros.

Al parecer, la alternativa más probable sea que la expansión continue en cualquiera de sus formas.

http://www.pellicersoft.com/astronomia/elfuturodeluniverso/index.html

LECTURA COMPLEMENTARIA

¿Es el Universo plano?

Según la noticia con la que los medios de comunicación nos han bombardeado desde hace unas semanas, el Universo es plano. Pero, ¿esto qué quiere decir? ¿Es acaso el Universo como un campo de futbol o como la superficie de una mesa? ¿Está el Universo espachurrado hasta parecer como una hoja de papel? Si es esto lo que nos quieren decir, la verdad es que no habría que prestarles demasiada atención. Nuestra experiencia más directa nos muestra que esto no puede ser así. Por ejemplo, sabemos que la Tierra, el planeta en que vivimos, y todo lo que la rodea, la Luna y el Sol, etc., no cumplen esa condición. ¿Que ocurre entonces?

Lo primero que hay que tener en cuenta es que el concepto plano no tiene el mismo significado en ciencia que en nuestra vida cotidiana.

La teoría de la relatividad general de Einstein propone que la geometría del espacio está directamente relacionada con la cantidad de masa y energía presente en el Universo. Einstein además creía que sus ecuaciones sólo eran compatibles con un espacio curvo. Pero en 1929, Hubble propuso una teoría en la que se acepta que el Universo se encuentra en expansión, de forma que las ecuaciones de la teoría de la relatividad eran ahora compatibles con cualquier tipo de geometría. El que tenga un tipo de geometría u otra determina las propiedades del Universo y cuál será su evolución. Lo que está en juego no es determinar el aspecto del universo sino sus propiedades.

Durante muchos años se ha intentado medir, a la luz de diferentes teorías, los parámetros cosmológicos para determinar la geometría del Universo. Con el tiempo se han ido aproximando medidas de la densidad de materia y energía, incluyendo la materia oscura que no podemos ver directamente, pero la incognita sigue estando ahí. Un experimento realizado recientemente por un equipo de científicos de Italia, Gran Bretaña, Estados Unidos y Canadá que participan en el Proyecto Boomerang ha proporcionado unos datos que parecen apoyar la hipótesis de un universo con un grado de curvatura 0, es decir plano.

Pero tan solo se trata de un experimento más, cuyos resultados interpretados en el marco de una teoría concreta apoyan una determinada hipótesis. El problema está lejos de solucionarse, habrá que seguir poniendo a prueba esas hipótesis y teorías.

¿Qué quiere decir que el universo es plano?

Como ya se ha dicho el concepto plano no significa lo mismo en física que en la vida cotidiana, pero nuestro conocimiento del mundo que nos rodea puede ayudarnos a intentar comprender lo que quieren decir los físicos. Todos estamos de acuerdo en que una hoja de papel extendida sobre una mesa constituye una superficie plana. Mientras que, si cogemos esa hoja y la deformamos ligeramente da lugar a una superficie curva. La diferencia entre plano y curvo es fácil de entender para un observador en tres dimensiones (nosotros) cuando se refiere a una superficie de dos dimensiones (la hoja de papel). Pero, esta diferencia, ¿estaría igual de clara para un observador que viviera en ese mundo de dos dimensiones? La respuesta es no. La curvatura de la superficie de dos dimensiones implica deformación en una dimensión extra (la tercera dimensión).

Nosotros vivimos en un mundo en tres dimensiones y nuestra observación está determinada por esas tres dimensiones. Decidir si nuestro mundo es plano o es curvo, de la misma manera en que lo hemos hecho para la hoja de papel, implicaría determinar si existe una deformación en una cuarta dimensión. Y, para ello, necesitaríamos recurrir a un observador que viviera en un mundo de cuatro dimensiones.

¿Cómo podemos resolver entonces el problema? No es tan difícil, en nuestro auxilio acude algo tan antiguo como la geometría de Euclides (Grecia, hacia el 300 a de C.). Uno de los postulados de la geometría de Euclides establece que, en un plano, dos rectas paralelas no llegan nunca a cortarse. Esto se cumplirá si la superficie es plana, pero no si es curva. Los habitantes de un mundo de dos dimensiones sólo tendrían que trazar rectas paralelas para determinar si ese mundo es plano o curvo.

Veamos un ejemplo. ¿Qué ocurre con la superficie de la Tierra? Si nos fijamos exclusivamente en su superficie lo podemos considerar un mundo en dos dimensiones y podríamos andar y andar sobre su superficie sin llegar a determinar si es curva o plana. Se podría poner la pega de que los barcos en la lejanía parecen desaparecer, pero estaríamos haciendo trampas y recurriendo a la tercera dimensión para resolver el problema. Sólo nos queda recurrir a la geometría de Euclides. Si trazamos dos paralelas sobre la superficie terrestre, tarde o temprano acabarán por cortarse en un punto. Es, por ejemplo, el caso de los meridianos. Son líneas paralelas que por efecto de la curvatura de la Tierra se cortan en los polos.

Volviendo al problema de la curvatura de nuestro Universo de tres dimensiones, puesto que no podemos escaparnos a una cuarta dimensión para observarlo desde fuera, sólo nos queda hacer experimentos para ver si cumple los postulados de la geometría euclídea. Podemos trazar paralelas y ver si llegan a cortarse, pero dado nuestro pequeño tamaño comparado con el del universo esto resulta muy complicado. Podemos enviar rayos de luz paralelos y observar si llegan a cortarse, pero esto también es complicado porque los rayos se desvían por los efectos gravitatorios de planetas estrellas, etc, lo que obligaría a descontar esos efectos locales. Sólo nos queda idear experimentos cada vez más ingeniosos que nos ayuden a determinar cuáles son las propiedades del Universo. Uno de ellos es el que han realizado los científicos del Proyecto Boomerang.

Recursos

● ¿Es el universo plano?http://centros5.pntic.mec.es/ies.victoria.kent/Rincon-C/Curiosid/Rc-18/RC-18.htm

● Fotografía de la infancia del cosmos (El Mundo Jueves, 13 de junio de 2002 ). http://news.bbc.co.uk/hi/spanish/science/newsid_2042000/2042106.stm y artículos asociados

● Comunicado de prensa: www.astro.caltech.edu/~tjp/CBI/press1/cit-pr-es.pdf

Evolución estelar. Formación de elementos químicos

La enorme distancia que nos separa de las estrellas hace que la única información que disponemos de ellas es la que proporciona la luz que emiten. Básicamente, la radiación emitida por una estrella puede caracterizarse por dos parámetros:

● Magnitud absoluta, que representa la cantidad total de energía contenida en la radiación emitida por la estrella, y

● Tipo espectral, que indica la forma en que esta energía se distribuye en longitud de onda. Esto lo podemos asociar al color que, de alguna manera, nos informa de la temperatura de la fotosfera de la estrella.

La representación gráfica en un plano de estos dos parámetros recibe el nombre de diagrama de Hertzsprung-Russell, o diagrama HR

Como se puede observar en la figura, el diagrama HR muestra una forma curiosa, distribuyéndose la gran mayoría de estrellas en una región llamada Secuencia Principal”

El diagrama HR se interpreta como un resultado de la evolución de las estrellas. La existencia de la secuencia principal se debe entonces al hecho de que nosotros observamos en las estrellas aquellos estados en los que pasan la mayor parte de su “vida”. Como veremos a continuación, a lo largo de la vida de una estrella, ésta se va desplazando por el diagrama HR en función de su masa.

¿Cuáles son las fases por las que evoluciona una estrella?

1) La formación estelar: Proceso por el cual grandes masas de gas que se encuentran en galaxias formando extensas nubes moleculares se transforman en estrellas. Bajo ciertas condiciones (fundamentalmente de masa), estas nubes pueden colapsar gravitacionalmente hasta “encender el hidrógeno” presente, es decir, hasta provocar la fusión de hidrógeno.

2) La secuencia principal es la fase en que una estrella quema hidrógeno en su núcleo mediante fusión nuclear. Una vez instalada en la secuencia principal la estrella se compone de un núcleo donde tiene lugar la fusión del hidrógeno al helio y un manto que transmite la energía generada hacia la superficie. La mayor parte de las estrellas pasan el 90% de su vida, aproximadamente, en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. En esta fase las estrellas consumen su combustible nuclear de manera gradual pudiendo permanecer estables por periodos de tiempo de 2-3 millones de años, en el caso de las estrellas más grandes y calientes, a miles de millones de años si se trata de estrellas de tamaño medio como el Sol, o hasta decenas o incluso centenares de miles de millones de años en el caso de estrellas de poca masa como las enanas rojas.

3) La cantidad de hidrógeno disponible en el núcleo va disminuyendo, a la vez que aumenta la cantidad de helio. Tras el agotamiento del hidrógeno, la estrella no puede producir toda la energía nuclear que necesita para mantener una presión capaz de oponerse a la fuerza de la gravedad. En esta fase, la parte central de la estrella se contrae aumentando de nuevo presión y temperatura y provocando de nuevo una fase de combustión nuclear. En este caso del helio. Este proceso provoca una rápida expansión de la envoltura. La estrella se hace entonces más grande, su temperatura de superficie disminuye y se convierte en una gigante roja.

4) A partir de esta fase, los modelos predicen que la evolución de una estrella depende fundamentalmente de su masa.1. Las más masivas evolucionan de forma que, una vez agotadas la reacciones nucleares en

el núcleo, nada puede detener el colapso gravitatorio hasta la explosión como una supernova, dejando como resto objetos muy densos, como estrellas de neutrones o agujeros negros.

2. Las estrellas menos masivas como el Sol ni siquiera pueden iniciar la fusión del helio y la estrella termina su vida como un núcleo caliente desprovisto de envoltura, conocido como enana blanca.

Las figuras siguientes representan las posibles evoluciones de las estrellas en función de su masa.

Recursos:● http://es.youtube.com/watch?v=pBZt_6Q5WLU

● La evolución de las estrellas según el Hubble: http://es.youtube.com/watch?v=i264CO0HHFU&feature=related

Polvo de estrellas

"Todos somos polvo de estrellas", la frase es de Carl Sagan, y no solo es poesía sino que resume el resultado de varios siglos intentando comprender el funcionamiento de las estrellas y la evolución del universo.

Cuando se descubrió la fusión nuclear se comprendió el proceso que proporcionaba esa inmensa cantidad de energía a partir del hidrógeno. Y, como toda fuente de energía, generaba unos residuos a cambio. De hecho, el calcio de nuestros huesos, el hierro de la hemoglobina, el carbono, nitrógeno y oxigeno de los diferentes tejidos y células que forman nuestros cuerpos no existían al comienzo del universo. En los cinco primeros minutos después de Bing Bang se formaron los primeros átomos, hidrógeno, helio y pequeñas trazas de deuterio y litio. Solo una mínima parte de los aproximadamente 115 elementos conocidos. Más tarde aparecieron las primeras estrellas que inicialmente tenían esa misma composición. Desde entonces diversos procesos de fusión han ido generando átomos cada vez mas pesados como el calcio o el hierro a partir de elementos menos masivos. El problema es que las sucesivas reacciones de fusión cada vez aportan menos energía.

Por encima del hierro, la fusión nuclear no produce energía sino que la absorbe. Para conseguir elementos más pesados se cree que hay dos procesos principales. Por un lado una supernova, es decir, la explosión de una estrella. La enorme energía liberada es canalizada, solo en parte, hacia la formación de núcleos más pesados. Átomos como el oro de nuestros anillos o el uranio de los reactores nucleares de fisión. Por otro la lenta absorción de neutrones por parte algunos átomos pesados va aumentando aun más su número atómico. Es un proceso lento que dura miles de años

y que complementa al anterior.

La suma de ambos métodos nos ha proporcionado anillos de oro, reactores nucleares y, sobre todo, elementos esenciales para la vida como el cobre, el zinc o el yodo. Necesitamos cenizas de estrellas para darnos la vida.

http://cienciadebolsillo.blogspot.com/2007/05/polvo-de-estrellas.htmlhttp://cienciadebolsillo.blogspot.com/2007/05/polvo-de-estrellas.html

• Formación del Sistema Solar.•

Es difícil precisar el origen del Sistema Solar. Los científicos creen que puede situarse hace unos 4.650 millones de años. Según la teoría de Laplace, una inmensa nube de gas y polvo se contrajo a causa de la fuerza de la gravedad y comenzó a girar a gran velocidad, probablemente, debido a la explosión de una supernova cercana.

Origen del Sol

La mayor parte de la materia se acumuló en el centro. La presión era tan elevada que los átomos comenzaron a partirse, liberando energia 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.

Origen de los Planetas

También había muchas colisiones. Millones de objetos se acercaban y se unían o chocaban con violencia y se partían en trozos. Los encuentros constructivos predominaron y, en sólo 100 millones de años, adquirió un aspecto semejante al actual. Después cada cuerpo continuó su propia evolución.

Cualquier teoría que pretenda explicar la formación del Sistema Solar deberá tener en cuenta que el Sol gira lentamente y sólo tiene 1 por ciento del momento angular, pero tiene el 99,9% de su masa, mientras que los planetas tienen el 99% del momento angular y sólo un 0,1% de la masa.

Hay cinco teorías consideradas razonables:

La teoría de Acreción asume que el Sol pasó a través de una densa nube interestelar, y emergió rodeado de un envoltorio de polvo y gas.

La teoría de los Proto-planetas dice que inicialmente hubo una densa nube interestelar que formó un cúmulo. Las estrellas resultantes, por ser grandes, tenian bajas velocidades de rotación, en cambio los planetas, formados en la misma nube, tenían velocidades mayores cuando fueron capturados por las estrellas, incluido el Sol

La teoría de Captura explica que el Sol interactuó con una proto-estrella cercana, sacando materia de esta. La baja velocidad de rotación del Sol, se explica como debida a su formación anterior a la de los planetas.

La teoría Laplaciana Moderna asume que la condensación del Sol contenía granos de polvo sólido que, a causa del roce en el centro, frenaron la rotación solar. Después la temperatura del Sol aumentó y el polvo se evaporó.

La teoría de la Nebulosa Moderna se basa en la observación de estrellas jóvenes, rodeadas de densos discos de polvo que se van frenando. Al concentrarse la mayor parte de la masa en el centro, los trozos exteriores, ya separados, reciben más enrgía y se frenan menos, con lo que aumenta la diferencia de velocidades.

Texto y dibujos extraídos de:http://www.astromia.com/solar/formasistema.htm

Presentación en power point sobre la formación del sistema solar: http:// www.astro.ugto.mx/cursos/IA/IA07mod2d.pps

Exploración del Sistema Solar

Este es un apartado que podría abordarse solicitando que los estudiantes sean los que toman la iniciativa. Una idea puede ser formar grupos y que cada uno se haga cargo de algún aspecto concreto de la exploración del Sistema Solar, desarrollen un trabajo y luego lo expongan a los compañeros. Sería muy deseable que elaboraran una presentación puesto que el tema puede ser muy visual (sobre este tema hay cantidad de imágenes espectaculares en la red) y, de camino, los vamos dirigiendo a la utilización de las TIC. Algunos ejemplos de aspectos del tema que pueden ser tratados por los diferentes grupos serían: Sondas espaciales, satélites artificiales, la exploración de la luna, transbordadores, ..

Algunas webs que pueden servirnos de referencia en este tema son:

● http://www.solarviews.com/span/homepage.htm

● Desde la siguiente dirección, puede descargarse un póster descriptivo de la exploración del Sistema Solar entre 2003 y 2006 (NASA): http://solarsystem.nasa.gov/multimedia/downloads/sse_timeline_spanish_v10.pdf

En cuanto a la evaluación de esta unidad, la propuesta es llevar un registro de las diferentes actividades propuestas:

● Trabajo en grupo y exposición en clase (presentaciones, ..)● Trabajos de indagación en los que se planteen cuestiones no vistas en clase, por ej. ¿qué

es la radiación de fondo, hipótesis posibles sobre la formación del sistema Tierra-Luna● Actividades de clase, cuestionarios.

Algunas posible preguntas que debieran saber responder los estudiantes al final de este tema son:

1. Cuándo y cómo ocurrió el nacimiento del Universo?2. Qué teoría explica la evolución del Universo?3. El Universo tiene límites? Sabrías definirlo?4. Seguirá evolucionando el Universo? Y cómo?5. Qué significa que el SOL es la “estrella amarilla”? Y que Betelgeuse es la "estrella gigante

roja"?6. Qué sucede en el núcleo de una estrella?7. Cómo termina la vida de las estrellas de gran masa?8. Qué le sucederá al SOL en las últimas etapas de su vida?

De la Webquest: http://www.proarabatic.org/webquest/La%20caza%20del%20tesoro/Ejemplos/El%20Universo.htm#BALIABIDEAK

http://www.astronomia.net/cosmologia/http://ssscott.tripod.com/BigBang.html (imagen del big bang)http://www.librosmaravillosos.com/historiatiempo