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TRABAJO PRÁCTICO
DE
NTICX
Integrantes del grupo: Franco Russo
Florencia Sanchez
Berenice Garzón
Alejandro Arevalos
Ciclo Lectivo: 2013
Tema: Origen del Universo
ORIGEN DEL UNIVERSO
Franco Russo, Florencia Sanchez, Alejandro Arevalos, Berenice Garzón.
2
INDICE


El origen del Universo……………………………………………….3
Evolución del Universo ……………………………………………..3
 Origen y evolución de la Tierra……………………………………..4





Inflación…………………………………………………………….…7
Materia oscura………………………………………………………..7
Historia de la humanidad……………………………….…………...7
Materiales y radiación……………………………………….……….9
Otras teorías científicas sobre su origen………………………….11
 Multiuniverso…………………………………………………………11
 Cosmología de branas………………………………………………11





Fuerzas y movimientos……………………………………………...12
La expansión del Universo………………………………………....14
Estrellas del Universo……………………………………………….15
Clasificación de las Estrellas del Universo……………………….17
Bibliografia……………………………………………………………20
ORIGEN DEL UNIVERSO
Franco Russo, Florencia Sanchez, Alejandro Arevalos, Berenice Garzón.
3
Origen del Universo
En la cosmología moderna, el origen del Universo es el instante en que apareció toda
la materia y la energía que existe actualmente en el universo como consecuencia de una
gran explosión. Una postulación denominada Teoría del Big Bang. Esta postulación es
abiertamente aceptada por la ciencia en nuestros días y conlleva que el universo podría
haberse originado hace entre 13.700 millones de años, en un instante definido. En la
década de 1930, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble confirmó que el universo se
estaba expandiendo, fenómeno que Albert Einstein con la teoría de la relatividad
general había predicho anteriormente. Sin embargo, el propio Einstein no creyó en sus
resultados, pues le parecía absurdo que el universo se encontrara en infinita expansión,
por lo que, agregó a sus ecuaciones la famosa "constante cosmológica", (dicha constante
resolvía el problema de la expansión infinita) a la cual posteriormente denominaría él
mismo como el mayor error de su vida. Por esto Hubble fue reconocido como el científico
que descubrió la expansión del universo.
Existen diversas teorías científicas acerca del origen del universo. Las más aceptadas son
la del Big Bang y la teoría Inflacionaria, que se complementan.
Evolución del Universo
Los astrónomos están convencidos en su gran mayoría de que el Universo surgió a partir
de una gran explosión (Big Bang), entre 13.700 y 13.900 millones de años antes del
momento
actual.
Los primeros indicios de este hecho fueron descubiertos por el astrónomo estadounidense
Edwin Hubble, en la década de 1920, cuando expuso que el Universo se está
expandiendo y los cúmulos de galaxias se alejan entre sí. La teoría de la relatividad
general propuesta por Albert Einstein también predice esta expansión.
Si hacemos una "foto del Universo" en un momento
dado, no vemos su estado actual, sinó su historia. La
luz viaja a 300.000 km. por segundo. Incluso cuando
miramos la Luna (el objeto celeste más cercano), la
vemos como era hace algo más de un segundo.
En este capítulo veremos cómo se ha formado el
Universo y cómo evoluciona. También daremos un
repaso a los materiales que lo forman, las fuerzas que
lo dirigen y los movimientos que originan.
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Franco Russo, Florencia Sanchez, Alejandro Arevalos, Berenice Garzón.
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Origen y evolución de la Tierra
La Tierra es un planeta insignificante del sistema solar, donde surgió la vida hace 3.85
millones de años. Este punto pálido y azul ocupa un lugar poco importante en el Universo.
El planeta Tierra se formó hace 4.600 millones de años a partir de pequeños trozos de
roca y del mismo material primordial de donde se formó el Sol.
Visto desde el espacio nuestro planeta es un punto azul, el color característico del cielo,
que es producido por la manera como la atmósfera (78% nitrógeno, 20% oxígeno)
dispersa la luz solar. Además, el 70% de su superficie está cubierta por agua.
La Tierra se mueve en torno al Sol a una velocidad de 30 kilómetros por segundo. Es
como si estuviéramos montados en una nave espacial con 5.900 millones de pasajeros. El
único problema es que estamos degradando las condiciones que mantienen la vida y si
este proceso continúa es muy probable que ocurra la extinción global de la vida en la
tierra.
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Teoría sobre el origen de la tierra
El origen de la Tierra deriva de una estrella; todas las estrellas, cuando se colapsan
exteriormente, dan lugar a planetas, satélites esféricos o cuerpos oscuros; los planetas
son esféricos porque las estrellas lo son.
La Estrella-Tierra
Al principio, la Estrella-Tierra era de un azul muy intenso y de unos 160.000 a 190.000
Km. de diámetro (una enana al lado del Sol). La evolución por la que atraviesan las
estrellas es parecida, siempre evolucionan a través de los grandes Períodos
Geoestelares.
En el caso de la Tierra, ésta surgió del colapso de la Estrella-Tierra, dando paso al
nacimiento del planeta - Tierra, que al principio de surgir como planeta, pudo haber tenido
un diámetro entre 50.000 o 70.000 Km. de diámetro, aunque esto no es definitivo, sino
una ligera aproximación.
El origen de la Tierra consta de dos partes distintas a diferenciar:
1ª Se desarrollan las Eras Geoestelares (etapas por las que atraviesa la evolución de las
estrellas). Esta parte se extiende en principio desde el nacimiento de la estrella, hasta el
colapso exterior de ésta. De esta forma se produce la evolución de las estrellas,
cambiando lentamente de coloración y disminuyendo al mismo tiempo de volumen a
través de los grandes periodos geoestelares.
2ª Se desarrollan las Eras Geológicas (etapas por las que atraviesa la evolución de los
planetas). Esta parte se extiende desde el colapso de la estrella, ya nacimiento de un
planeta, hasta el colapso total del núcleo interno, etapa que está todavía por venir,
convirtiendo al planeta en un cuerpo muerto, similar a un asteroide. El desarrollo de las
etapas de la Tierra, comprenden la división del tiempo geológico, que va desde la Era
Colápsica hasta el final de la Era Cuaternaria (periodo del Holoceno), tiempo actual por el
que atraviesa nuestro planeta.
Todos los cuerpos que son oscuros y de forma esférica, como los planetas y algunos
satélites, son de origen estelar, derivados del colapso exterior de estrellas, como:
Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno, Plutón, Luna,
Io, Europa, Calixto, Ganímedes, Titania etc. Todos estos cuerpos son de origen estelar;
en el interior de todos ellos, en mayor o menor medida, hay un núcleo de materia estelar
en estado de termofusión-nuclear, que es el que produce la energía que desarrolla
los terremotos, los volcanes y mantiene activas las corrientes de convección, al mismo
tiempo de producir la fuerza de gravedad.
Todas las estrellas, desde el primer momento de su vida, empiezan a producir desechos o
residuos, que son las cenizas que se desprenden de la mecánica de termofusión –
nuclear, acumulándose y flotando sobre la superficie de cada una, lo que produce un
oscurecimiento de la estrella por una acumulación de las propias cenizas. Con el tiempo
esas masas darán lugar a la rígida y dura corteza que envuelve a los planetas.
Así nacieron los planetas, tanto en el sistema solar como en otros sistemas estelares,
todos los planetas y algunos satélites son derivados del colapso exterior de estrellas; por
este motivo los planetas tienen gravedad y mantienen en su interior
una combustión continua debido a la termofusión-nuclear que es la que genera la energía
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que en ocasiones emana del interior, produciendo la reactivación de los volcanes y el
desarrollo de los terremotos.
La extinción del núcleo de cada planeta lleva a la muerte total de la estrella que una vez
fue. Entonces es cuando la energía interna de cada planeta desaparece, y con ello
desaparecen los terremotos, los volcanes y el interior del planeta se enfría y se solidifica,
desapareciendo al mismo tiempo y para siempre la mayor parte de la fuerza de gravedad.
De esta forma los planetas y satélites se convierten en cuerpos muertos (pedruscos), que
ya no producen ninguna clase de energía, fuerza o movimiento.
Cuando una estrella se colapsa, lo hace la primera vez por la continua acumulación de los
desechos o residuos que se desprenden del proceso de termo fusión-nuclear (mecánica
que desarrollan las estrellas).
Estos residuos son las cenizas que produce la combustión de las estrellas; estas cenizas
o residuos son los que dan origen a la corteza o Litosfera en cada uno de los planetas,
desarrollando lo que conocemos hoy como placas tectónicas; así se extingue o apaga la
superficie de todas las estrellas.
Cuando en la superficie de una estrella aumentan excesivamente estos residuos o
cenizas, ésta pierde el brillo, la luz y la radiación se hace cada vez menor. De esta forma
se inicia el colapso exterior de la estrella. Esto se produce siempre a través de grandes
periodos de tiempo que se denominan eras geo estelares. Entonces crece la acumulación
de cenizas o desechos no combustibles que termina por acumularse en diversos puntos
de la superficie, formando la corteza del planeta, motivo por el cual decimos que los
planetas son cuerpos derivados directamente de las estrellas.
En el Sol hace ya tiempo que ha empezado a formarse esa corteza, que es lo que
conocemos como superficie granulada, semejante a los granos de arroz que han podido
observar los astrónomos, superficie que se mueve por el continuo afloramiento de la
energía que genera la termo fusión–nuclear, así arde el combustible solar bajo la
Fotosfera solar, es como si bajo su superficie existiera un inmenso mar de helio e
hidrógeno en ebullición y plena combustión.
De todo esto deducimos que cuando las estrellas se colapsan, éstas se convierten en
planetas o satélites, dependiendo de la situación de cada cuerpo. Cuando caen dentro del
campo de gravedad de una estrella, se dice que son planetas; si caen dentro del campo
de gravedad de un planeta, se dice que son satélites, pero su origen es el mismo (son
cuerpos derivados del colapso exterior de estrellas).
Cuando las estrellas se apagan dan origen a planetas.
El tamaño o volumen de un planeta deriva del volumen de la estrella que se colapsó. Si el
planeta o satélite es grande es porque la estrella que se colapsó era grande. Las estrellas
pueden ser pequeñas, grandes, medianas, súper gigantes o enanas, depende de la masa
estelar existente en el momento de su formación o nacimiento. Las estrellas gigantes
producen planetas gigantes, por ejemplo: el Sol dará origen a un planeta 5 o 6 veces
mayor que Júpiter, podría tener entre los. 400.000 y 600.000 Km. de diámetro, un planeta
pequeño si lo comparamos con el planeta que derivará de Antares que podrá ser 800
veces más grande que el Sol.
En el caso de la Estrella-Tierra, ésta se colapsó, dando paso al nacimiento del PlanetaTierra; por este motivo en la Tierra se producen los terremotos, se desarrollan los
volcanes y se mantienen activas y en movimiento las corrientes de convección, además
de ser esa masa que hay en el centro o que forma el núcleo la responsable de generar la
fuerza de gravedad.
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Inflación
En la comunidad científica tiene una gran aceptación la teoría inflacionaria, propuesta
por Alan Guth y Andrei Linde en los años ochenta, que intenta explicar los primeros
instantes del universo. Se basa en estudios sobre campos gravitatorios fortísimos, como
los que hay cerca de un agujero negro. Supuestamente nada existía antes del instante en
que nuestro universo era de la dimensión de un punto con densidad infinita, conocida
como una singularidad espacio-temporal. En este punto se concentraban toda la materia,
la energía, el espacio y el tiempo. Según esta teoría, lo que desencadenó el primer
impulso del Big Bang es una "fuerza inflacionaria" ejercida en una cantidad de tiempo
prácticamente inapreciable. Se supone que de esta fuerza inflacionaria se dividieron las
actuales fuerzas fundamentales.
Este impulso, en un tiempo tan inimaginablemente pequeño, fue tan violento que el
universo continúa expandiéndose en la actualidad. Hecho que fue corroborado por Edwin
Hubble. Se estima que en solo 15 x 10-33 segundos ese universo primigenio multiplicó sus
medidas.
Materia Oscura
Formalmente para que todo lo expuesto aquí pueda ser válido, los científicos necesitan de
una materia adicional a la conocida (o más propiamente vista) por el hombre. Varios
cálculos han demostrado que toda la materia y la energía que conocemos es muy poca en
relación a la que debería existir para que el Big Bang sea correcto. Por lo que se postuló
la existencia de una materia hipotética para llenar ese vacío, a la cual se la llamo materia
oscura, ya que no interactúa con ninguna de las fuerzas nucleares (fuerza débil y fuerte) y
ni el electromagnetismo, sólo con la fuerza gravitacional. En el gráfico de la derecha se
puede ver las proporciones calculadas.
Historia de la Humanidad
La historia es la ciencia que tiene como objeto el pasado de la humanidad y como método
el propio de las ciencias sociales.
También se llama historia al pasado mismo, e incluso puede hablarse de una historia
natural en que la humanidad no estaba presente (término clásico ya en desuso, que se
utilizaba para referirse a la geología y la paleontología, pero también a muchas otras
ciencias naturales, teniendo fronteras imprecisas con la arqueología).
Conviene no olvidar que ese uso del concepto historia lo hace equivalente a cambio en el
tiempo, y por tanto se contrapone al concepto filosofía, equivalente a esencia o
permanencia, que permite hablar de una filosofía natural (utilizado en textos clásicos y en
la actualidad sobre todo en medios académicos anglosajones como equivalente a la
física). Para cualquier campo del conocimiento,
podemos tener una perspectiva histórica -el cambio- o bien filosófica -su esencia-. De
hecho, puede hacerse eso para la misma historia.
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La historia está Ligada a la aparición de ciudades, templos... pero sobre todo a la
Escritura: primeros registros de impuestos, nombres de reyes, dioses, batallas... IV
milenio a.c. en Sumeria.
Protohistoria. Período de solapamiento: mientras surgen las civilizaciones prístinas
de Mesopotamia, China e India en Asia, Egipto en África y las culturas Olmeca y Chavín
en América. Otros lugares no producen escritos pero su historia puede reconstruirse a
partir de fuentes escritas de los pueblos que sí lo hacen, y de la cultura material.
La Antigüedad
La Historia Antigua es la época histórica que transcurre desde el nacimiento de las
primeras civilizaciones (caracterizadas por el comercio de larga distancia, la invención de
la escritura y la aparición del Estado, alrededor de 3000 a.c.) hasta más o menos la caída
del Imperio Romano en 476 d.C.
Sin embargo, algunos autores culturalistas hacen llegar la Antigüedad tardía europea
hasta los siglos VI y VII, mientras que, en lo político, los partidarios de la escuela
"mutacionista" francesa la extienden hasta algún momento entre los siglos IX y XI,
cuando el Estado central, la propiedad pública y los impuestos dieron lugar
al feudalismo y sus censos.
El concepto más tradicional de Historia Antigua presta atención al descubrimiento de la
escritura, pero las orientaciones más recientes procuran atender al sistema social o el
nivel técnico. Según estos criterios la Edad Antigua se inicia con la vida urbana,
considerada en un sentido amplio, y tiene su fin en diversos momentos según el área
geográfica de la que hablemos. Así algunos pueblos cazadores-recolectores actuales aún
no habrían abandonado la Prehistoria mientras que otros entraron violentamente en la
edad moderna o contemporánea de la mano de las colonizaciones del siglo XVI o XIX.
Los pueblos cronológicamente contemporáneos a la Historia escrita del Mediterráneo
Oriental pueden ser objeto de la Protohistoria, pues las fuentes escritas por
griegos, fenicios, hebreos o egipcios, además de las fuentes arqueológicas, permiten
hacerlo.
La Antigüedad clásica se localiza en el momento de plenitud de las civilizaciones griega y
romana (siglo V a.c. al II d.c.) o en sentido amplio, en toda su duración (siglo VIII a.c. al V
a.c.)
Conceptos como Edad Media o Edad Moderna pueden considerarse válidos sólo para
Europa; así Asia, África o América deben recibir una periodización propia y original,
coordinando sus cronologías para entender mejor como los logros de una cultura
acabaron por influir en las otras.
Las grandes civilizaciones de la Antigüedad pueden ser agrupadas geográficamente
según áreas de influencia estratégica.
Se entiende por Antigüedad clásica la Edad Antigua en el periodo y áreas dominadas por
Grecia y Roma.
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Materiales y Radiación
En el Universo hay materiales dispersos, dentro y fuera de las galaxias. Hablamos de la
materia interestelar, la luz, la radiación de fondo y la materia oscura.
Materia interestelar
Está formada por los gases y partículas de polvo que hay entre las estrellas y las galaxias.
La mayor parte no es visible, pero se puede detectar a través de sus efectos gravitatorios
y
de
sus
emisiones
electromagnéticas.
Está formada, sobre todo, por hidrógeno, pero también hay pequeñas cantidades de helio,
nitrógeno, oxígeno, carbono y moléculas simples de agua, alcoholes y amoníaco.
Astro-bio-química
Un átomo de hidrógeno y uno de oxígeno pueden combinarse para formar un grupo OH
(hidroxílico), muy activo, capaz de unirse con casi cualquier material. Si se encuentra con
un
átomo
de
hidrógeno,
forma
una
molécula
de
agua.
A partir de la década de 1970 se han localizado moléculas cada vez más complejas,
formadas
por
decenas
de
átomos.
Algunas podrían, en condiciones favorables, formar materia orgánica, que es la base de
los organismos vivos.
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La luz, ¿ondas o partículas?
Las ondas de luz, como las de los rayos X, no se pueden emitir de una en una, sino sólo
en paquetes llamados "cuantos". La ciencia que lo estudia es la mecánica cuántica.
Estos tipos de radiación de alta frecuencia, según cómo se observan, se comportan como
partículas y, al mismo tiempo, como ondas. Las partículas de la luz son los fotones. No
tienen masa y viajan a cerca de 300.000 km/s.
La radiación cósmica de fondo
En 1965 se encontró la prueba "tangible" del Big Bang. Comprobando un detector de
microondas muy sensible, dos científicos descubrieron una radiación extraña que
provenía
por
igual
de
todos
los
puntos
del
espacio.
Otros teóricos ya habían predicho que se habría de observar, procediendo de todo el
universo, un "resplandor" testimonio del Big Bang, y que esta luz, debido a la expansión
del Universo, se presentaría en forma de microondas.
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Otras teorias centificas sobre su origen
 Multiuniverso:
Multiuniverso es un término usado para definir los múltiples universos posibles, incluido
nuestro propio universo. Comprende todo lo que existe físicamente: la totalidad
del espacio y del tiempo, todas las formas de materia, energía y cantidad de movimiento,
y las leyes físicas y constantes que las gobiernan.
La idea de que el universo que se puede observar es sólo una parte de la realidad física
dio lugar al nacimiento del concepto de multiuniverso. Los diferentes universos dentro del
multiuniverso son a veces llamados universos paralelos. La estructura del multiuniverso,
la naturaleza de cada universo dentro de él, así como la relación entre los diversos
universos constituyentes, dependen de la hipótesis de multiuniverso considerada.
El
concepto
de
multiuniverso
ha
sido
supuesto
en cosmología, física, astronomía, filosofía, psicología
transpersonal y ficción,
en
particular dentro de la ciencia ficción y de la fantasía. El término fue acuñado en 1895 por
el psicólogo William James.1 En estos contextos, los universos paralelos también son
llamados
«universos
alternativos»,
«universos
cuánticos»,
«dimensiones
interpenetrantes», «mundos paralelos», «realidades alternativas» o «líneas de tiempo
alternativas».
En 2013 científicos han descubierto, a través del telescopio Planck, posible evidencia de
que haya otros universos por fuera del nuestro.

Cosmologías de branas:
La cosmología de branas se refiere a varias teorías de la física de partículas y de la
cosmología motivadas por la teoría de supercuerdas y teoría M.
Las branas y el “bulk”
La idea central es que la parte visible de nuestro universo de cuatro dimensiones está
limitada a una brana dentro de un espacio de dimensionalidad superior llamado el "Bulk",
o “Mole“ o “Bulto“ en español. Las dimensiones adicionales, compactas, están enrolladas
en un espacio de Calabi-Yau. En el modelo del "bulk", otras branas pueden estar
moviéndose a través del bulk. Interacciones con el Bulk, y posiblemente con otras branas,
pueden influenciar nuestro universo-brana y de allí que puede introducir efectos no vistos
en más modelos cosmológicos estándar.
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Modelos basados en la cosmología de branas
Existen dos grandes grupos de teorías basados en la cosmología de branas. El primer
grupo mezcla aspectos de la teoría M con la cosmología inflacionaria. El segundo grupo,
de más reciente formulación, argumenta la existencia de una cosmología de branas
basada en la teoría M sin recurrir al modelo inflacionario.
El modelo de Randall-Sundrum se puede ajustar a los criterios de cualquier modelo de
ambos grupos.
En la cosmología inflacionaria el universo adquiere sus características observables
(problema del horizonte, plenitud y de monopolios) después del Big Bang, mientras tanto
en los modelos epirótico y cíclico las características observables derivan de un momento
previo al Big Bang debido a un choque entre branas. El cosmólogo Alexander
Vilenkin argumenta que en los modelos inflacionarios el tiempo esta autocontenido dentro
del universo marcando el Big Bang su comienzo (tiempo finito). Mientras tanto el
cosmólogo Neil Turok propone que en los modelos donde se dan los choques entre
branas el tiempo ya existía antes del Big Bang (tiempo infinito).
Fuerzas y movimientos
La gravedad es la fuerza de atracción entre objetos. En el Universo toda la materia se
mueve a causa de ésta y otras fuerzas. La gravedad depende de la masa de los objetos y
de la distancia que los separa. Cuanta más masa tienen y más cerca están, mayor es la
fuerza. Cuando se separan el doble, la fuerza se reduce a un cuarto.
La gravedad actúa como si toda la masa de un cuerpo se concentrase en un único punto,
el centro de gravedad. La zona esférica alrededor de un cuerpo donde actúa su gravedad
es el campo gravitacional. La ley de la gravitación universal fue formulada por el físico
británico
Isaac
Newton
en
el
año
1684.
Si dejáramos dos cuerpos con masa y en reposo, sin que actuase ninguna otra fuerza
salvo su atracción, inevitablemente, chocarían. Pero en el Universo hay muchas
"gravedades", actúan otras fuerzas y los cuerpos están en movimiento.
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Colapso
Un colapso gravitacional es cuando un cuerpo se hace más pequeño como resultado de
su propia gravedad, por ejemplo, una nube de gas para formar una estrella, o una estrella
para formar un agujero negro. Se rompen los átomos y el edificio se desmorona.
Los átomos son cajas vacías donde una fuerza mantiene la estructura.
Pero, si la gravedad supera esta fuerza, la estructura central no aguanta y la materia inicia
una
reacción
en
cadena.
La densidad aumenta (el cuerpo se hace pequeño sin perder masa), el campo gravitatorio
se intensifica y se produce el colapso.
Fuerzas fundamentales del Universo
Hay cuatro fuerzas fundamentales, que determinan todas las formas de interacción de la
materia:
- Gravitación.
Interacciones
Interacciones
nucleares
nucleares
fuertes,
débiles,
Electromagnetismo
La gravedad es la más débil de las cuatro y la única que sólo actúa en un sentido. Los
científicos especulan sobre si existe la complementaria.
Movimientos
Las estrellas, las galaxias y todo el Universo se mueven. Otra cosa es detectar el
movimiento
de
algunos
cuerpos,
sobre
todo,
de
los
más
lejanos.
Se ha medido el movimiento de muchos objetos del Universo. Así sabemos que, para
desplazarse una distancia aparente igual al diámetro de la luna, la estrella más cercana
Alpha Centauro, necesita 506 años. Arturo necesita 815; Sirio, 1.410; Altair, 2.830;
Capella,
4270
y
Fomalhaut,
más
de
5.000.
Se llama órbita la trayectoria de un objeto que gira alrededor de otro. El periodo orbital es
el tiempo que el objeto tarda en completar una órbita. Parece que todos los objetos, en el
espacio, orbitan alrededor de otros con más masa.
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La expansión del Universo
El descubrimiento de la expansión del Universo empieza en 1912, con los trabajos del
astrónomo norteamericano Veste M. Slipher. Mientras estudiaba los espectros de las
galaxias observó que, excepto en las más próximas, las líneas del espectro se desplazan
hacia
el
rojo.
Esto significa que la mayoría de las galaxias se alejan de la Vía Láctea ya que,
corrigiendo este efecto en los espectros de las galaxias, se demuestra que las estrellas
que las integran están compuestas de elementos químicos conocidos. Este
desplazamiento
al
rojo
se
debe
al
efecto
Doppler.
Si medimos el corrimiento del espectro de una estrella, podemos saber si se acerca o se
aleja de nosotros. En la mayoría este desplazamiento es hacia el rojo, lo que indica que el
foco de la radiación se aleja. Esto es interpretado como una confirmación de la expansión
del
Universo.
En principio parece que las galaxias se alejan de la Vía Láctea en todas direcciones,
dando la sensación de que nuestra galaxia es el centro del Universo. Este efecto es
consecuencia de la forma en que se expande el Universo. Es como si la Vía Láctea y el
resto de galaxias fuesen puntos situados sobre la superficie de un globo. Al inflar el globo,
todos los puntos se alejan de nosotros. Si cambiásemos nuestra posición a cualquiera de
los otros puntos y realizásemos la misma operación, observaríamos exactamente lo
mismo.
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La ley de Hubble
El astrónomo estadounidense Edwin Powell Hubble relacionó, en 1929, el desplazamiento
hacia el rojo observado en los espectros de las galaxias con la expansión del Universo.
Sugirió que este desplazamiento hacia el rojo, llamado desplazamiento hacia el rojo
cosmológico, es provocado por el efecto Doppler y, como consecuencia, indica la
velocidad
de
retroceso
de
las
galaxias.
Hubble también observó que la velocidad de recesión de las galaxias era mayor cuanto
más lejos se encontraban. Este descubrimiento le llevó a enunciar su ley de la velocidad
de recesión de las galaxias, conocida como la "ley de Hubble", la cual establece que la
velocidad
de
una
galaxia
es
proporcional
a
su
distancia.
La constante de Hubble o de proporcionalidad es el cociente entre la distancia de una
galaxia a la Tierra y la velocidad con que se aleja de ella. Se calcula que esa constante
está entre los 50 y 100 Km/s por megaparsec.
Estrellas del Universo
Las estrellas son masas de gases, principalmente hidrógeno y helio, que emiten luz. Se
encuentran a temperaturas muy elevadas. En su interior hay reacciones nucleares.
El Sol es una estrella. Vemos las estrellas, excepto el Sol, como puntos luminosos muy
pequeños, y sólo de noche, porque están a enormes distancias de nosotros. Parecen
estar fijas, manteniendo la misma posición relativa en los cielos año tras año. En realidad,
las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios
de
posición
se
perciben
sólo
a
través
de
los
siglos.
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El número de estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha calculado en unas
8.000, la mitad en cada hemisferio. Durante la noche no se pueden ver más de 2.000 al
mismo tiempo, el resto quedan ocultas por la neblina atmosférica, sobre todo cerca del
horizonte, y la pálida luz del cielo.
Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea, la galaxia a la
que
pertenece
el
Sol,
asciende
a
cientos
de
miles
de
millones.
Como nuestro Sol, una estrella típica tiene una superficie visible llamada fotosfera, una
atmósfera llena de gases calientes y, por encima de ellas, una corona más difusa y una
corriente de partículas denominada viento estelar. Las áreas más frías de la fotosfera, que
en el Sol se llaman manchas solares, probablemente se encuentren en otras estrellas
comunes. Esto se ha podido comprobar en algunas grandes estrellas próximas mediante
interferometría.
La estructura interna de las estrellas no se puede observar de forma directa, pero hay
estudios que indican corrientes de convección y una densidad y una temperatura que
aumentan hasta alcanzar el núcleo, donde tienen lugar reacciones termonucleares.
Las estrellas se componen sobre todo de hidrógeno y helio, con cantidad variable de
elementos más pesados.
La estrella más cercana al Sistema Solar es Alfa Centauro
Las estrellas individuales visibles en el cielo son las que están más cerca del Sistema
Solar en la Vía Láctea. La más cercana es Próxima Centauri, uno de los componentes de
la estrella triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones de kilómetros de la Tierra.
Se trata de un sistema de tres estrellas situado a 4,3 años luz de La Tierra, que sólo es
visible desde el hemisferio sur. La más cercana (Alpha Centauro A) tiene un brillo real
igual al de nuestro Sol.
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Alpha Centauri, también llamada Rigil Kentaurus, está en la constelación de Centauro. A
simple vista, Alpha Centauri aparece como una única estrella con una magnitud aparente
de -0,3, que la convierte en la tercera estrella más brillante del cielo sur.
Cuando se observa a través de un telescopio se advierte que las dos estrellas más
brillantes, Alpha Centauri A y B, tienen magnitudes aparentes de -0,01 y 1,33 y giran una
alrededor de la otra en un periodo de 80 años.
La estrella más débil, Alpha Centauri C, tiene una magnitud aparente de 11,05 y gira
alrededor de sus compañeras durante un periodo aproximado de un millón de años. Alpha
Centauri C también recibe el nombre de Proxima Centauri, ya que es la estrella más
cercana al Sistema Solar.
Clasificación de las Estrellas del Universo
El estudio fotográfico de los espectros estelares lo inició en 1885 el astrónomo Edward
Pickering en el observatorio del Harvard College y lo concluyó su colega Annie J. Cannon.
Esta investigación condujo al descubrimiento de que los espectros de las estrella están
dispuestos en una secuencia continua según la intensidad de ciertas líneas de absorción.
Las observaciones proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y de sus
grados
de
desarrollo.
Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B, A,
F, G, K y M, permiten una clasificación completa de todos los tipos de estrellas. Los
subíndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada
clase.
ORIGEN DEL UNIVERSO
Franco Russo, Florencia Sanchez, Alejandro Arevalos, Berenice Garzón.
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Clase O: Líneas del helio, el oxígeno y el nitrógeno, además de las del hidrógeno.
Comprende estrellas muy calientes, e incluye tanto las que muestran espectros de línea
brillante del hidrógeno y el helio como las que muestran líneas oscuras de los mismos
elementos.
Clase B: Líneas del helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidecen
progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas del hidrógeno
aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está representado por
la
estrella
Epsilon
Orionis.
Clase A: Comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por
las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es Sirio.
Clase F: En este grupo destacan las llamadas líneas H y K del calcio y las líneas
características del hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es Delta Aquilae.
Clase G: Comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio y líneas del hidrógeno
menos fuertes. También están presentes los espectros de muchos metales, en especial el
del hierro. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina
"estrellas
de
tipo
solar".
Clase K: Estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y otras que indican la presencia de
otros
metales.
Este
grupo
está
tipificado
por
Arturo.
Clase M; Espectros dominados por bandas que indican la presencia de óxidos metálicos,
sobre todo las del óxido de titanio. El final violeta del espectro es menos intenso que el de
las estrellas K. La estrella Betelgeuse es típica de este grupo.
Tamaño y brillo de las Estrellas
Las estrellas más grandes que se conocen son las supergigantes, con diámetros unas
400 veces mayores que el del Sol, en tanto que las estrellas conocidas como "enanas
blancas" pueden tener diámetros de sólo una centésima del Sol. Sin embargo, las
estrellas gigantes suelen ser difusas y pueden tener una masa apenas unas 40 veces
mayor que la del Sol, mientras que las enanas blancas son muy densas a pesar de su
pequeño
tamaño.
Puede haber estrellas con una masa 1.000 veces mayor que la del Sol y, a escala menor,
bolas de gas caliente demasiado pequeñas para desencadenar reacciones nucleares. Un
objeto que puede ser de este tipo (una enana marrón) fue observado por primera vez en
1987,
y
desde
entonces
se
han
detectado
otros.
El brillo de las estrellas se describe en términos de magnitud. Las estrellas más brillantes
pueden ser hasta 1.000.000 de veces más brillantes que el Sol; las enanas blancas son
unas 1.000 veces menos brillantes.
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Franco Russo, Florencia Sanchez, Alejandro Arevalos, Berenice Garzón.
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Las clases establecidas por Annie Jump Cannon se identifican con colores:
Color
azul,
como
la
Color
blanco-azul,
como
Color
blanco,
como
Color
blanco-amarillo,
como
Color
amarillo,
Color
naranja,
- Color rojo, como la estrella Betelgeuse.
estrella
I
la
estrella
la
estrella
la
estrella
como
el
como
Cephei
Spica
Vega
Proción
Sol
Arcturus
ORIGEN DEL UNIVERSO
Franco Russo, Florencia Sanchez, Alejandro Arevalos, Berenice Garzón.
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Bibliografía
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http://es.wikipedia.org/wiki/Origen_del_Universo
http://www.astromia.com/universo/evolucion.htm
http://www.monografias.com/trabajos81/origen-del-universo/origen-deluniverso.shtml
http://www.astromia.com/universo/materiales.htm
http://es.wikipedia.org/wiki/Multiverso
http://es.wikipedia.org/wiki/Cosmología_de_branas
http://www.astromia.com/universo/fuerzasmov.htm
http://www.astromia.com/universo/expansion.htm
 http://www.astromia.com/universo/lasestrellas.htm
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