Presentacin de PowerPoint
Teora de Big BangGran estallido, constituye el momento en que de
la "nada" emerge toda la materia, es decir, el origen del Universo.
La materia, hasta ese momento, es un punto de densidad infinita,
que en un momento dado "explota" generando la expansin de la
materia en todas las direcciones y creando lo que conocemos como
nuestro Universo.ExplosinInmediatamente despus del momento de la
"explosin", cada partcula de materia comenz a alejarse muy
rpidamente una de otra, de la misma manera que al inflar un globo
ste va ocupando ms espacio expandiendo su superficie.CronologaLos
fsicos tericos han logrado reconstruir esta cronologa de los hechos
a partir de un 1/100 de segundo despus del Big Bang. La materia
lanzada en todas las direcciones por la explosin primordial est
constituida exclusivamente por partculas elementales: Electrones,
Positrones, Mesones, Bariones, Neutrinos, Fotones y un largo
etctera hasta ms de 89 partculas conocidas hoy en da.TeoraEn 1948
el fsico ruso nacionalizado estadounidense George Gamow modific la
teora de Lematre del ncleo primordial. Gamow plante que:
el Universo se cre en una explosin gigantesca y que los diversos
elementos que hoy se observan se produjeron durante los primeros
minutos despus de la Gran Explosin o Big Bang, cuando la
temperatura extremadamente alta y la densidad del Universo
fusionaron partculas subatmicas en los elementos qumicos.Elementos
primario del Big BangClculos ms recientes indican que el hidrgeno y
el helio habran sido los productos primarios del Big Bang, y los
elementos ms pesados se produjeron ms tarde, dentro de las
estrellas. Al expandirse, el helio y el hidrgeno se enfriaron y se
condensaron en estrellas y en galaxias.Expansin del UniversoSegn se
expanda el Universo, la radiacin residual del Big Bang continu
enfrindose, hasta llegar a una temperatura de unos 3 K (-270 C).
Estos vestigios de radiacin de fondo de microondas fueron
detectados por los radioastrnomos en 1965, proporcionando as lo que
la mayora de los astrnomos consideran la confirmacin de la teora
del Big Bang.ProblemasUno de los grandes problemas cientficos sin
resolver en el modelo del Universo en expansin es si el Universo es
abierto o cerrado (esto es, si se expandir indefinidamente o se
volver a contraer).ResolucinUn intento de resolver este problema es
determinar si la densidad media de la materia en el Universo es
mayor que el valor crtico en el modelo de Friedmann. La masa de una
galaxia se puede medir observando el movimiento de sus estrellas;
multiplicando la masa de cada galaxia por el nmero de galaxias se
ve que la densidad es slo del 5 al 10% del valor crtico.Masa de
UniversoLa masa de un cmulo de galaxias se puede determinar de
forma anloga, midiendo el movimiento de las galaxias que contiene.
Al multiplicar esta masa por el nmero de cmulos de galaxias se
obtiene una densidad mucho mayor, que se aproxima al lmite crtico
que indicara que el Universo est cerrado.Materia OscuraLa
diferencia entre estos dos mtodos sugiere la presencia de materia
invisible, la llamada materia oscura, dentro de cada cmulo pero
fuera de las galaxias visibles. Hasta que se comprenda el fenmeno
de la masa oculta, este mtodo de determinar el destino del Universo
ser poco convincente.
Cosmetologa TericaMuchos de los trabajos habituales en cosmologa
terica se centran en desarrollar una mejor comprensin de los
procesos que deben haber dado lugar al Big Bang. La teora
inflacionaria, formulada en la dcada de 1980, resuelve dificultades
importantes en el planteamiento original de Gamow al incorporar
avances recientes en la fsica de las partculas elementales. Estas
teoras tambin han conducido a especulaciones tan osadas como la
posibilidad de una infinidad de universos producidos de acuerdo con
el modelo inflacionario.Hannes AlfvnSin embargo, la mayora de los
cosmlogos se preocupa ms de localizar el paradero de la materia
oscura, mientras que una minora, encabezada por el sueco Hannes
Alfvn, premio Nobel de Fsica, mantienen la idea de que:
no slo la gravedad sino tambin los fenmenos del plasma, tienen
la clave para comprender la estructura y la evolucin del
Universo.Astrofsica EstelarEs el estudio de la fsica de las
estrellas; su formacin, evolucin y final, as como sus propiedades y
distribucin.EstrellasEl estudio de las estrellas y de su evolucin
es imprescindible para avanzar en nuestro conocimiento del
universo, puesto que ellas constituyen los mdulos bsicos que
componen el mismo. La astrofsica estelar hace uso de la observacin
y el entendimiento terico, as como tambin de simulaciones numricas
de la composicin interna de las estrellas.9Nacimiento de una
estrellaLa formacin de las estrellas se produce en regiones densas
de polvo y gas molecular, conocidas como nebulosas interestelares.
La fuerza de gravedad acerca a los tomos de hidrgeno hacia el
centro de la acumulacin, hacindolo ms y ms denso. Inicio de la
EstrellaEn la nebulosa llega un punto en que sus velocidades son
tan grandes que el protn de un ncleo de hidrgeno logra vencer la
repulsin elctrica del ncleo en el que impacta, fusionndose con l y
otros ms hasta formar un ncleo estable de helio.Vida de la
estrellaUna estrella desde su nacimiento tiene diferentes fases de
evolucin. En sus primeras etapas como embrin es rodeada por los
restos de la nube de gas desde la cual se form. Esa nube de gas es
gradualmente disipada por la radiacin que emana de la estrella,
posiblemente quedando atrs un sistema de objetos menores como
planetas, etc.Madurez de la estrellaPasada la etapa de la infancia,
una estrella entra a su madurez, que se caracteriza por un perodo
largo de estabilidad durante el cual, en su ncleo, el hidrgeno se
va convirtiendo en helio, liberando enormes cantidades de energa. A
esa etapa de estabilidad de la estrella se la llama secuencia
principal.Estrella en etapa de madurezLas caractersticas de la
estrella resultante dependern de la magnitud de su masa. Cuanto ms
masiva sea la estrella, mayor ser su luminosidad y con mayor
velocidad agotar el hidrgeno de su ncleo, lo que la har ms
luminosa, ms grande y ms caliente.Rapidez de Fusin de HidrgenoLa
rpida fusin de hidrgeno en helio tambin implica un agotamiento de
las reservas del primero ms pronto en estrellas masivas que para
las de menor tamao. Para una estrella como el Sol su permanencia en
la secuencia principal es de unos 10 mil millones de aos; una
estrella diez veces ms masiva ser 10 000 veces ms brillante pero
durar en la secuencia principal slo unos 100 millones de aos.Etapa
final de Madurez estelarCuando todo el hidrgeno del ncleo de la
estrella se haya convertido en helio, sta comenzar su desarrollo.
La fusin del helio requiere una mayor temperatura en el ncleo, por
lo que la estrella incrementar tanto su tamao como la densidad de
su ncleo.
Evolucin de una estrellaNo todas las estrellas evolucionan del
mismo modo. La masa de la estrella es, de nuevo, determinante a la
hora de hacer un estudio sobre las distintas fases que experimenta
a lo largo de su vida.Estrella de masa pequeaEstrella de masa
intermediaEstrella de masa mayorEstrella masivasEstrellas de masa
pequeaEste tipo de estrellas tienen una vida larga. Nuestro
conocimiento sobre su evolucin es mera teora, ya que su etapa en la
secuencia principal tiene mayor duracin que la actual edad del
universo. Los astrofsicos consideran que deberan tener una evolucin
muy parecida a las estrellas de masa intermedia, a excepcin de que
en la fase final la estrella se enfriara convirtindose tras un
billn de aos en una enana negra.Estrellas de masa IntermediaSon
estrellas que durante la fase de la secuencia principal transmutan
hidrgeno en helio en su ncleo central, pero el primero, en millones
de aos, se va agotando hasta llegar a un instante en que las
fusiones son insuficientes para generar las presiones necesarias
para equilibrar la gravedad. El centro de la estrella se empieza a
contraer hasta que llega a una temperatura tan elevada que el helio
entra en fusin y convierte en carbono. El remanente de hidrgeno se
aloja como una cscara quemndose y transmutndose en helio y las
capas exteriores de la estrella se expanden. Convierte a la
estrella en una gigante roja ms brillante y fra que en su etapa en
la secuencia principal.Enana blancaDurante esta fase, una estrella
pierde muchas de sus capas exteriores las cuales son eyectadas
hacia el espacio por la radiacin que emana. Eventualmente, las
estrellas ms masivas de este tipo logran encender el carbono para
que se transmute en elementos ms pesados, pero lo normal es que la
estrella se derrumbe hacia su interior debido a la presin de la
gravedad transformndose en una enana blanca.
Estrella de masa mayorSon estrellas de rpida combustin. La corta
extensin de sus vidas hace extraas a las grandes estrellas, pues
slo aquellas formadas en los ltimos 30 millones de aos -y no todas
ellas- existen todava.Estrellas masivasAl principio pasan
rpidamente a travs de casi las mismas fases que una estrella de
masa intermedia, pero las estrellas masivas tienen ncleos tan
calientes que transmutan hidrgeno en helio de una manera diferente,
usando restos de carbono, nitrgeno y oxgeno. Una vez que la
estrella haya agotado el hidrgeno en el ncleo y alojado el
remanente de ste como cscaras, entra a una fase que se conoce como
de supergigante roja. SupernovaCuando sus ncleos se hayan
convertido en helio, la enorme gravedad de las estrellas permite
continuar la fusin, convirtiendo el helio en carbono, el carbono en
nen, el nen en oxgeno, el oxgeno en silicio, y finalmente el
silicio en hierro. Llegado a este punto, como el hierro no se
fusiona, el ncleo de la estrella se colapsa, resultando de ello una
explosin de supernova.Agujero negroSe piensa que los restos de una
supernova son generalmente una estrella de neutrones. Un plsar en
el centro de la Nebulosa del Cangrejo hoy se identifica con el
ncleo de la supernova de 1054. En el caso de que la masa
persistente de la estrella es de dos a tres veces la del Sol, la
contraccin continuar hasta formar un agujero negro.Estrellas
BinariasEstas pueden seguir modelos de evolucin mucho ms complejos,
podran transferir parte de su masa a su compaera y generar una
supernova.Las nebulosas planetarias y las supernovas son muy
necesarias para la distribucin de metales a travs del espacio, sin
ellas, todas las nuevas estrellas (y sus sistemas planetarios)
estaran formados exclusivamente de hidrgeno y helio.Origen de la
tierraLa tierra que hoy conocemos tiene un aspecto muy distinto del
que tena poco despus de su nacimiento, hace unos 4.500 millones de
aos. Entonces era un amasijo de rocas conglomeradas cuyo interior
se calent y fundi todo el planeta. Con el tiempo la corteza se sec
y se volvi slida. En las partes ms bajas se acumul el agua mientras
que, por encima de la corteza terrestre, se formaba una capa de
gases, la atmsfera.Agua, tierra y aire empezaron a interactuar de
forma violenta, mientras tanto, la lava manaba en abundancia por
mltiples grietas de la corteza, que se enriqueca y transformaba
gracias a toda esta actividad.Formacin del SolLa masa central se
convirti en una esfera incandescente, una estrella, nuestro Sol.
Las pequeas tambin se condensaron mientras describan rbitas
alrededor del Sol, formando los planetas y algunos satlites. Entre
ellos, uno qued a la distancia justa y con el tamao adecuado para
tener agua en estado lquido y retener una importante envoltura
gaseosa. Naturalmente, este planeta es la Tierra.Estados de la
materia de la tierraDespus de un periodo inicial en que la Tierra
era una masa incandescente, las capas exteriores empezaron a
solidificarse, pero el calor procedente del interior las funda de
nuevo. Finalmente, la temperatura baj lo suficiente como para
permitir la formacin de una corteza terrestre estable. Al principio
no tena atmsfera, y reciba muchos impactos de meteoritos. La
actividad volcnica era intensa, lo que motivaba que grandes masas
de lava saliesen al exterior y aumentasen el espesor de la corteza,
al enfriarse y solidificarse.AtmosferaEn las erupciones, a partir
del oxgeno y del hidrgeno se generaba vapor de agua, que al
ascender por la atmsfera se condensaba, dando origen a las primeras
lluvias. Al cabo del tiempo, con la corteza ms fra, el agua de las
precipitaciones se pudo mantener lquida en las zonas ms profundas
de la corteza, formando mares y ocanos, es decir, la
hidrosfera.Composicin de la
tierraPosicinComposicinNitrgeno78,08%(N2)Oxgeno20,95%(O2)Argn0,93%v/vCO2335ppmvNen18,2
ppmvHidrgeno5 ppmvHelio5,24 ppmvMetano1,72 ppmvKriptn1 ppmvxido
nitroso0,31 ppmvXenn0,08 ppmvCO0,05 ppmvOzono0,03 0,02 ppmv
(variable)CFC0,3 0,2ppbv(variable)Vapor de agua1% (variable)