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Concepciones del Universo
Modelo geocéntrico: Ptolomeo (Siglo II)
 Apoyado por la Iglesia.
 La Tierra es el centro del
Universo; la Luna , el Sol y
los planetas giran
alrededor en órbitas
circulares.
 Los planetas describen
epiciclos o bucles de
retroceso.
 Las estrellas están fijas en
la bóveda celeste.
Concepciones del Universo
Modelo geocéntrico: Tycho Brahe (1546-1601)
 La Tierra es el centro
del Universo.
 El Sol gira alrededor de
la Tierra, y los planetas
giran alrededor del Sol.
 Explica los bucles de
retroceso.
Concepciones del Universo
Modelo heliocéntrico: N. Copérnico (1473-1543)
 El Sol es el centro
del Universo.
 Los planetas
describen órbitas
circulares.
 Las estrellas están
fijas en la bóveda
celeste.
Bucles de retroceso
 Como la Tierra posee
una órbita más interna,
en alguna ocasión
“adelantará” a otro
planeta más lejano, lo
que parece una “vuelta
atrás”.
Concepciones del Universo
Modelo heliocéntrico: Galileo Galilei (1564-1642)
 Inventa el telescopio.
 Descubre los satélites
de Júpiter: hay más
movimientos circulares
en el universo.
 Observa las manchas
solares y deduce la
rotación solar.
 Confirma el modelo
heliocéntrico.
Concepciones del Universo
Johannes Kepler (1571-1630). Leyes de Kepler
 Los planetas describen órbita




elípticas (muy poco
excéntricas), no circulares
(una elipse no tiene “centro”)
Los radios vectores barren
áreas iguales en tiempos
iguales. Velocidad areolar
constante = velocidad lineal
variable.
L=mr1·v1=mr2·v2
Los planetas más alejados
tardan más tiempo en
describir una órbita completa,
y orbitan a menor velocidad.
El periodo de revolución
depende de la distancia al Sol.
P2=k·a3
Concepciones del Universo
Isaac Newton (1642-1727)
 Ley de la gravitación universal
 G = constante de gravitación
universal (6,67.10-11 N.m2/kg2).
 “Todos los cuerpos se atraen con
una fuerza directamente
proporcional al producto de sus
masas e inversamente
proporcional al cuadrado de la
distancia que las separa”. Esto
explica la esfericidad de los
planetas.
F G
mm'
2
d
Albert Einstein (1879-1955)
Teoría de la relatividad
 c2 = velocidad de la luz al
E  mc
2
cuadrado. Es la máxima
velocidad posible en el
Universo, independiente del
movimiento de la fuente.
 Establece la equivalencia
entre la masa y la energía.
La masa aumenta con la
velocidad. Esta teoría ha
unido los conceptos de
espacio y tiempo en un
único espacio-tiempo
dinámico, y es afectado por
lo que sucede en el
Universo (si un cuerpo se
mueve o si actúa una
fuerza, el espacio-tiempo se
modifica, y viceversa).
Edwin Hubble (1889-1953)
Expansión del Universo
 Las galaxias se
separan entre sí a gran
velocidad.
 Implica un origen del
Universo (Big Bang).
Efecto Doppler
Teoría del Big Bang
 Inicio del Universo,
hace unos 15x109 años.
 Toda la energía
concentrada en un
punto.
 Tras la “explosión” se
forman partículas
subatómicas.
 Su interacción forma
núcleos atómicos y,
más tarde, átomos de
hidrógeno y helio.
Posible finales del Universo
 Dependen de la densidad del Universo.
 Si es mayor que cierto valor crítico, la atracción
gravitatoria terminará frenando la expansión, haciendo
que el Universo se contraiga de nuevo. Big Crunch.
 Si es menor que ese valor crítico, no habrá colapso y la
expansión continuará indefinidamente. La materia no
podrá “sujetar” sus componentes. Big Rip.
 Si es igual al valor crítico, la expansión es contínua pero
cada vez más lenta. Universo plano.
Formación de una estrella


Igual que el Universo, están
formadas principalmente por H y He
(mucho H y muy poco He).
Emiten radiación porque su masa es
tan grande que la atracción
gravitatoria comprime los átomos de
hidrógeno de la parte central de la
estrella. Si la fuerza es
suficientemente grande, se produce
un proceso llamado "reacción nuclear
de fusión”, por la que una serie de
átomos de hidrógeno chocan con
tanta fuerza que se transforman en
un átomo de helio. En esta
transformación, una pequeña
cantidad de materia (0,028 u.m.a.) se
transforma en energía, que parte de
la estrella en forma de radiación (por
eso la vemos), y que se opone a la
fuerza de atracción, haciendo que la
estrella permanezca estable, en
equilibrio.
Evolución de las estrellas
 El equilibrio en la estrella continúa mientras exista hidrógeno
en cantidad suficiente; si éste disminuye, se rompe el equilibrio
y aumenta la presión gravitatoria. La presión puede hacer que
el Helio formado se fusione entre sí y con el H para formar
nuevos elementos cada vez más complejos, como Carbono o
Hierro.
 La temperatura de la superficie determina su color. 7 tipos, de
mayor a menor temperatura y edad:
Muerte de las estrellas
 Si su masa es menor a 1,4
veces la del Sol: enana
blanca, y luego se apaga
(enana negra).
 Si es mayor de 1,4 veces la
masa del sol, sufre un
colapso seguido de una
explosión: es una
supernova.
 Si su masa está entre 1,4 y 3
veces la del sol, los restos
de la supernova forman una
estrella de neutrones o
pulsar.
 Si es mayor de 3 veces la
masa solar, se convierte en
un agujero negro.
Hipótesis nebular
Kant y Laplace, 1796
 El Sistema Solar se formó hace 5x
109 años (100.000 millones de años
después del origen del Universo).
 La nebulosa se encontraba en
contracción gravitatoria, al mismo
tiempo que giraba sobre sí misma.
 La nebulosa va tomando la forma de
un disco, con una masa central que
dará lugar al Sol y un anillo de
materia alrededor que dará lugar a
los planetas.
 Al continuar la contracción
gravitatoria, la masa central
aumenta de temperatura hasta
alcanzar los quince millones de
grados, momento en que comienzan
las reacciones nucleares y la
radiación que se crea es capaz de
oponerse a la atracción gravitatoria,
con lo que cesa la contracción y se
forma una estrella de dimensiones
constantes.
Formación de los planetas
 Los planetas se forman a partir
del material disperso en el
anillo que rodea a la masa
central, por un proceso de
acreción (adición de materia).
 Los granos de polvo y
moléculas de gas se atraen y
chocan para formar partículas
mayores.
 El proceso continúa con
partículas cada vez mayores,
formándose núcleos de
condensación que recogen a
las partículas más pequeñas y
a moléculas de gas.
Formación de los planetas


La radiación solar expulsa los elementos más ligeros hacia zonas externas, donde
son recogidos por la atracción gravitatoria de los planetas más externos.
Esto explica la diferente composición de los planetas interiores (rocosos) respecto a
los exteriores (gaseosos, sin superficie sólida).
Estructura de la Tierra
Distancias astronómicas
Las unidades que habitualmente usamos para
medir distancias no son nada apropiadas para
nuestras medidas astronómicas por lo pequeñas
que son, así que se usarán nuevas unidades:
 Unidad astronómica (UA).
 El parsec (pc).
 El año luz.
La unidad astronómica (UA)
 Se utiliza en la medida de órbitas y trayectorias
dentro del sistema solar. Corresponde a la
distancia media entre la Tierra y el Sol, es decir,
149 600 000 km
El parsec (pc)
Es la distancia que existe entre el sol y una
estrella cuando esta se ve pajo un ángulo de
1” de arco, es decir la distancia entre las
posiciones aparentes es de 2” de arco.
Año luz
 Es la distancia que recorre la luz en un año.
C=3·105 km/s
1Año = 365·24·3600 s
1 Año luz = 3·105 · 365·24·3600= 9,461 ·1012 km/año
1 pc =3,26 años luz =206 265 UA = 30,86 billones de km
Cometas:
 Cuerpo celeste que gira alrededor del Sol, al
pasar cerca de éste, y como consecuencia del
viento solar, se le observa una o varias colas.
 Describen órbitas elípticas de gran excentricidad
y periodos variables (3,3 años -2000 años).
 Los cometas provienen principalmente de dos
lugares, la Nube de Oort, situada entre 50.000 y
100.000 UA del Sol, y el Cinturón de Kuiper,
localizado más allá de la órbita de Neptuno.
 Los cometas están
compuestos de agua,
hielo seco, amoníaco,
metano, hierro,
magnesio y silicatos.
 Aristóteles fue el
primero que utilizó la
derivación “kometes”
para describir a estos
astros como
“estrellas con
cabello”.
 Cuando la Tierra
atraviesa la órbita de un
cometa, estos
fragmentos penetran en
la atmósfera en forma de
estrellas fugaces o
también llamadas lluvia
de meteoros. En mayo y
octubre se pueden
observar las lluvias de
meteoros producidas por
el material del cometa
Halley: las eta Acuáridas
y las Oriónidas.
Hale-Bopp fue
tomada el 15 de
marzo de 1977
Ejemplos de cometas:
El Halley fotografiado por la
nave Giotto en marzo de 1986.
El cometa West, con sus colas
de plasma y polvo.
Meteoros:
 en su uso astronómico, es un concepto que
se reserva para distinguir el fenómeno
luminoso que se produce al atravesar un
meteoroide nuestra atmósfera. Es sinónimo
de estrella fugaz, término impropio, ya que
no se trata de estrellas que se desprendan
de la bóveda celeste.
Meteorito:
 son los meteoroides que alcanzan la
superficie de la Tierra debido a que no se
desintegran por completo en la atmósfera.