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Evolucin del conocimiento del universo Teora geocntricaEsta teora coloca a la tierra en el centro del universo (Geos: tierra, centros: el centro; La tierra en el centro)Aristteles planteaba que la tierra estaba en el centro, a partir de dos axiomas, dos verdades absolutas que no podan ponerse en duda.La tierra es inmvil, y al mismo tiempo el centro del universo.En tanto que la tierra es corrupta e imperfecta los cielos son eternos y perfectos. Por tanto todos los movimientos de los cielos son perfectos.Los hechos en la poca de AristtelesAl observar el cielo daba la impresin de que el cielo entero, junto con todas las estrellas en bloque cambian de posicin lenta y regularmente animacin Era necesario un ao entero para que la bveda diese una vuelta completa. lo mas llamativo, era que en esta bveda existen siete objetos que si cambian su posicin diariamente con respecto al fondo de estrellas fijas. Estas se llamaban las estrellas errantes que en griego se dice planetes. Los errantes son el sol, la luna , Mercurio, Venus, Marte, Jpiter y Saturno

Investigando los axiomas de Aristteles Para mostrar que la tierra no se mova, Aristteles realizaba el siguiente experimento. lanzaba una piedra al aire y estudiaba lo que ocurra con ella.Cul fue el error en el supuesto de Aristteles?

Modelo geocntrico de Ptolomeo Como ya vimos la teora de Aristteles tenia dos axiomas principales, pero esta teora entraba en contradiccin con algunos hechos conocidos:La variacin del brillo de los planetas (si estn siempre a la misma distancia, Cmo es que unos das brillan ms que otros?)La trayectoria aparente de los planetas cercanos al sol, que aparentemente es muy irregular.El hecho de que los eclipses solares algunas veces fueran totales y otras parciales

La teora mas posible y que superaba a la de Aristteles fue formulada por Ptolomeo de Alejandra, unos 500 aos despus de Aristteles, Ptolomeo conservo el segundo axioma de Aristteles . Pero modifico y altero el primer axioma, introdujo el concepto de epiciclo. En su sistema los planetas no giraban exactamente en torno a la tierra sino que giraban dando ciclos en torno a un punto que giraba en torno a la tierra.

TEORA HELIOCNTRICA DE COPRNICOEn la Europa del renacimiento, alrededor del ao 1500 d. de C. La teora astronmica no haba progresado de un modo importante desde Ptolomeo. Santo Tomas de Aquino (1225 1274) haba unido las ideas Aristotelianas de los movimientos celestes con la teologa cristiana. As, la teora egocntrica haba alcanzado nuevo significado en funcin de la doctrina filosfica de la poca; poner la primera en tela de juicio, significaba atacar la segunda.En 1543, el astrnomo polaco Nicols Coprnico (1473-1543) sugiri que la Tierra y los otros planetas giraban en rbitas circulares alrededor del Sol (el modelo heliocntrico).Los puntos fuertes de la teora de Coprnico son:La tierra se mueve alrededor del sol a la velocidad de una revolucin por ao. La tierra gira sobre su eje cada 24 horas.

Adems la teora de Coprnico aclaraba algunos problemas de la teora antigua, como son:Las orbitas de mercurio y Venus estn mas cerca del sol que de la tierra , lo que explica el por que nunca se alejan del sol.Por otro lado tenemos el echo de que la tierra es ms cerca del sol que Marte, Jpiter y Saturno, por lo que es lgico que la tierra les adelantara, pues sus orbitas son mucho mas lejanas, lo cual explica el aparente retroceso de estos planetas

El sistema de Coprnico tal como l lo dibujo en su libro Sobre las revoluciones de los cuerpos celestes

El origen y la evolucin del universo: El universoEl universo o cosmos es el conjunto de toda la materia y energa existente y el espacio en el que se encuentran. La parte que podemos observar o deducir de l se denomina universo observable. La Cosmologa es la ciencia que estudia el universo. El nacimiento de la cosmologa moderna puede situarse hacia el ao 1700 con la propuesta de que la Va Lctea es un sistema de estrellas, una de las cuales es el Sol, y de que existen otros sistemas similares. Antigedad del universoSe ha calculado que el universo tiene una antigedad de 13 700 millones de aos. Para hacernos una idea, Carl Sagan propuso la siguiente comparacin: si los 13 700 millones de aos transcurrieran en un solo ao, la antigedad de los acontecimientos ms importantes de la historia sera la siguiente:El descubrimiento de Amrica (hace unos 500 aos) habra ocurrido hace solo 1 s.El nacimiento de Jesucristo (hace unos 2 000 aos) se habra producido hace solo 4 s.El principio del imperio egipcio de los faraones (hace unos 5 000 aos) habra sucedido hace 10 s.La aparicin de nuestra especie, el Homo sapiens (hace unos 300 000 aos), se habra producido hace solo 10 min.

Dimensiones del universoOtras unidades de medida del universo

Componentes del universo Anatoma de las Galaxias Las galaxias son agrupaciones de estrellas, gas y polvo en constante rotacin La clasificacin ms popular de las galaxias se debe a nuestro viejo conocido Edwin Hubble. En 1925 las clasific segn su forma en tres grandes grupos: elpticas, espirales e irregulares.Elpticas Secuencia de HubbleLas galaxias elpticas (en la clasificacin de Hubble, tipo E) son las de estructura ms sencilla. Su materia se distribuye en forma de un elipsoide muy simtrico. Algunas de estas galaxias son casi esfricas y se las clasifican como E0. Conforme su esfericidad sea menor, el nmero junto a la E aumenta. De esta manera, las galaxias elpticas ms achatadas se clasifican como galaxias E7.

20La densidad de estrellas es mayor en el ncleo, que resulta en comparacin muy brillante. Como regla general, cuanto ms joven es una estrella, ms azulada es su luz. Estas galaxias estn formadas principalmente por estrellas viejas

Las galaxias espirales (tipo S) tienen una compleja estructura. Presentan un bulbo central, compuesto por viejas estrellas, que se asemeja mucho a una pequea galaxia elptica. Orbitando a su alrededor encontramos los caractersticos brazos espirales, que dan nombre a este tipo de galaxias, cuyo grosor es aproximadamente un 10% de su dimetro. Espirales 22Estas galaxias se clasifican en Sa, Sb y Sc dependiendo del tamao relativo entre el bulbo y los brazos espirales. Alrededor de todo existe una estructura esfrica de materia, incluyendo materia oscura, llamada halo. Nuestra galaxia, la Va Lctea, compuesta por 200 mil millones de estrellas, pertenece a este tipo.

Galaxia espiral M74. Espirales barradas El Telescopio Espacial Hubble ha obtenido una impresionante imagen de la galaxia NGC 1300, una espiral barrada en la que se aprecian sus componentes estelares, masas de gas y la silueta de las nubes de polvo interestelares. NGC 1300 se considera una de las galaxias espirales barradas tpicas.

Clasificacin espirales barradas

Nuestra galaxia, la Va Lctea, es tambin una galaxia tipo espiral barrada, con una clasificacin en la secuencia de Hubble Sbc (posiblemente SBb).

Galaxias irregulares Finalmente tenemos las galaxias irregulares. Parecen galaxias espirales de tamao enano, pero que debido a su pequeo tamao, no han conseguido desarrollar correctamente su estructura. As este tipo de galaxias no presenta ni bulbo ni brazos en espiral. Por el contrario, su estructura es desordenada y mal definida. Tienen una abundante poblacin de estrellas jvenes y son poco luminosas. Las Nubes de Magallanes son un ejemplo tpico.

Lenticulares Se clasifican entre elpticas y espirales. Tienen una forma de disco con una concentracin de estrellas central proyectndose en l.

29Nebulosas Estas son gigantescas nubes de gas, principalmente hidrogeno y polvo que flotan en el espacio.Las nebulosas se puede encontrar en cualquier lugar del espacio interestelar. Antes de la invencin del telescopio, el trmino nebulosa se aplicaba a todos los objetos celestes de apariencia difusa. Como consecuencia de esto, a muchos objetos que ahora sabemos que son cmulos de estrellas o galaxias se les llamaba nebulosas. Clasificacin de las nebulosas segn su luzSi se atiende al proceso que origina la luz que emiten, las nebulosas se pueden clasificar en:Las nebulosas de emisin, cuya radiacin proviene del polvo y los gases ionizados como consecuencia del calentamiento a que se ven sometidas por estrellas cercanas muy calientes.

Nebulosa M17Las nebulosas de reflexin reflejan y dispersan la luz de estrellas poco calientes de sus cercanas. Las Plyades de Tauro son un ejemplo de estrellas brillantes en una nebulosa de reflexin.

Las nebulosas oscuras son nubes poco o nada luminosas, que se representan como una mancha oscura, a veces rodeada por un halo de luz. La razn por la que no emiten luz por s mismas es que las estrellas se encuentran a demasiada distancia para calentar la nube.

Las estrellas Las estrellas nacen en las nebulosas. Su vida puede durar millones de aos o miles de millones de aos. Las mas grandes son las que menos viven pues consumen su combustible, hidrogeno, a un ritmo acelerado.Segn su masa las podemos clasificar en Estrellas masivas: Ms de 8 masas solaresEstrellas pequeas: menos de 8 masas solaresY segn su masa ser la vida que lleven Estrellas pequeas Protoestrellas: se forma con el desprendimiento de gas y polvo. Su ncleo gira por efecto gravitacional.Estrella: brilla y consume lentamente sus reservas de hidrogeno. Fusiona helio mientras crece de tamao.

Gigante roja: la estrella se sigue expandiendo, pero su masa no varia. El ncleo se calienta. Agotado el helio, fusiona carbono y oxigeno.Nebulosa planetaria: agotado el combustible, el ncleo se condensa y se desprenden las capas externas. Los gases expulsados dan forma a nubes de gas que permanecen en constante expansin. Enana blanca: la estrella permanece rodeada de gases y con poca luminosidad.Enana negra: si se apaga en su totalidad, la enana blanca se transforma en enana negra. No puede observarse ene el espacio.

Estrellas masivas Protoestrellas: tiene un ncleo gaseoso denso y una nube de polvo a su alrededor.Estrella: fusiona hidrogeno para formar helio en la secuencia principal.Supergigante roja: la estrella se hincha y calienta. Por reacciones nucleares, se llega a formar un pesado ncleo de hierro.Supernova: cuando la estrella ya no puede fusionar ms elementos, el ncleo colapsa, generando una fuerte emisin de energa Agujero negro: si la masa inicial es de 20 soles o ms, el ncleo es an ms denso y se forma un agujero negro, con una gravedad muy intensa.Estrella de neutrones: se si la masa inicial es entre ocho y veinte soles, la estrella termina como estrella de neutrones

El 95% de las estrellas terminan su vida como enanas blancas. Otras, ms grandes, estallan como supernovas iluminando galaxias enteras durante semanas.

Sirius es la estrella ms brillante del cielo nocturno. Sirius es ms de 20 veces ms brillante que nuestro sol y ms del doble de masivo. Sirius esta a 8,7 aos luz de distancia, este no es el sistema de estrellas ms cercanas. Sirius se llama el perro estrella debido a su importancia en la constelacin de Canis Majoris

Sistema solar

Uno de los mas grandes aportes realizados, para comprender el funcionamiento del sistema solar, lo hiso el astrnomo alemn Johannes Kepler, quien era ayudante de Tycho Brahe, obtuvo los datos astronmicos de este ltimo y emple casi 16 aos en tratar de desarrollar un modelo matemtico para el movimiento de los planetas. El anlisis completo se resume en tres enunciados, conocidos como las leyes de Kepler:

Todos los planetas se mueven en rbitas elpticas con el Sol en uno de los puntos focales.

La serie de todos los puntos para los cuales R1 + R2 tienen el mismo valor es una elipseEl radio vector trazado desde el Sol hasta un planeta barre reas iguales en intervalos de tiempo iguales

El cuadrado del periodo orbital de cualquier planeta es proporcional al cubo del semieje mayor de la rbita elptica.

El Sol contiene el 99.85% de toda la materia en el Sistema Solar. Los planetas, los cuales estn condensados del mismo material del que est formado el Sol, contienen slo el 0.135% de la masa del sistema solar. Jpiter contiene ms de dos veces la materia de todos los otros planetas juntos. Los satlites de los planetas, cometas, asteroides, meteoroides, y el medio interplanetario constituyen el restante 0.015%. Composicin Del Sistema SolarLa siguiente tabla es una lista de la distribucin de la masa dentro de nuestro Sistema Solar. Sol: 99.85% Planetas: 0.135% Cometas: 0.01% ? Satlites: 0.00005% Planetas Menores: 0.0000002% ? Meteoroides: 0.0000001% ? Medio Interplanetario: 0.0000001% ?

El Sol es el elemento ms importante en nuestro sistema solar. Es el objeto ms grande y contiene aproximadamente el 98% de la masa total del sistema solar. Se requeriran ciento nueve Tierras para completar el disco solar, y su interior podra contener ms de 1.3 millones de Tierras. La capa exterior visible del Sol se llama la fotosfera y tiene una temperatura de 6,000C (11,000F). Esta capa tiene una apariencia manchada debido a las turbulentas erupciones de energa en la superficie.

Planetas Los planetas los podemos clasificar segn su posicin en el sistema solar como Planetas interiores Planetas exteriores Por otro lado los podemos clasificar segn su composicin comoPlanetas terrestres Planetas jovianos

Los Planetas TerrestresLos planetas terrestres son los cuatro mas internos en el sistema solar, Mercurio, Venus, Tierra y Marte. stos son llamados terrestres porque tienen una superficie rocosa compacta, como la de la Tierra. Los planetas, Venus, Tierra, y Marte tienen atmsferas significantes mientras que Mercurio casi no tieneLos Planetas JovianosA Jpiter, Saturno, Urano, y Neptuno se les conoce como los planetas Jovianos (relativos a Jpiter), puesto que son gigantescos comparados con la Tierra, y tienen naturaleza gaseosa como la de Jpiter. Los planetas Jovianos son tambin llamados los gigantes de gas , sin embargo algunos de ellos tienen el centro slido. El diagrama siguiente muestra la distancia aproximada de los planetas Jovianos al Sol.Planetas terrestres Mercurio: Es el mas cercano al sol, la superficie de mercurio es muy similar a la de la luna. Su periodo de rotacin es de 59 das terrestres aproximadamente, pero solo requiere 88 das para recorres su orbita.Datos importantes

Distancia al sol57,9 millones de KmMasa 0,06 de la tierra dimetro del ecuador 4880 Kmgravedad0,38 de la tierraVelocidad orbital 47,87 km/sTemperatura media167 CVenus :muy similar a la tierra en tamao, exhibe una superficie volcnica y una atmosfera hostil, regida por los efectos del dixido de carbono.Datos importantes

Distancia al sol108 millones de KmMasa 0,8 de la tierra dimetro del ecuador 12100 Kmgravedad0,9 de la tierraVelocidad orbital 35,02 km/sTemperatura media460 CMarte : lo podemos ver a simple vista como una estrella roja, es el mas parecido a la tierra y es el mas explorado. Su atmosfera esta compuesta principalmente por dixido de carbono y tarda 687 das en dar una vuelta al sol Datos importantes

Distancia al sol227,9 millones de KmMasa 0,107 de la tierra dimetro del ecuador 6794 Kmgravedad0,38 de la tierraVelocidad orbital 24,13 km/sTemperatura media-63 CPlanetas jovianos Jpiter: Jpiter es el planeta mas grande del sistema solar, su dimetro supera en once veces al de la tierra, y su masa es ms de 300 veces mayor. Se demora 11 aos y 312 das en completar su orbita. Se caracteriza por tener 63 lunas Datos importantes

Distancia al sol778 millones de KmMasa 318 de la tierra dimetro del ecuador 142.800 Kmgravedad2,36 de la tierraVelocidad orbital 13,07 km/sTemperatura media-120 CSaturno: es el segundo planeta ms grande del sistema solar, es una gran bola de gas que envuelve un pequeo ncleo solido, de todos los planetas Saturno es el menos denso, su densidad es aproximadamente de 0,69 g/cm3 , adems posee los anillos mas brillantes, estos estn compuestos por rocas y hielo. Datos importantes

Distancia al sol1427 millones de KmMasa 95 de la tierra dimetro del ecuador 120.600Kmgravedad0,92 de la tierraVelocidad orbital 9,66 km/sTemperatura media-125 CUrano: es el tercer planeta mas grande del sistema solar. Su particularidad es que su eje de rotacin esta inclinado casi 98 sobre el plano de su orbita, su periodo de traslacin es de 98 aos y su periodo de rotacin es de 17 horas 14 minutos Datos importantes

Distancia al sol2870 millones de KmMasa 14,5 de la tierra dimetro del ecuador 51.800Kmgravedad0,89 de la tierraVelocidad orbital 6,82 km/sTemperatura media-210 CNeptuno: su atmosfera mas externa esta compuesta por metano. Se destacan en el lunas, anillos y su existencia fue predicha a partir de clculos matemticos.Datos importantes

Distancia al sol4500 millones de KmMasa 17,2 de la tierra dimetro del ecuador 49500 Kmgravedad1,12 de la tierraVelocidad orbital 5,48 km/sTemperatura media-200 CResumen de datos importantes

Asteroides y meteoros Los numerosos pequeos cuerpos rocosos llamados asteroides estn presentes en el sistema solar, una parte importante de ellos circulan por un anillo, entre la rbita de Marte y la de Jpiter (2 - 4 UA) En lo que los astrnomos llaman el cinturn de asteroides, de otro modo llamada cinturn principal. Marca as el lmite entra los planetas telricos y las gigantas gaseosas.Un asteroide es un objeto celeste no observable a el ojo desnudo a causa de su pequea talla quin vara algunas decenas de metros a varias centenas de kilmetros de dimetro. Forman parte de nuestro sistema solar y giran alrededor de l. Los objetos de menos de 50 m de dimetro son llamados unos meteoritos. Los que no son satlites de planetas sino pedazos del disco protoplaneta que no consiguieron reagruparse en planetas durante su formacin. Los Asteroides tienen una gran importancia en la comprensin de como ello formacin del sistema solar, es por la razn que los astrnomos muestran un fuerte inters en el estudio de estos objetos.

Cometas Los cometas son pequeos objetos deformes de unos pocos kilmetros de dimetro, normalmente helados y oscuros. Se componen de polvo, roca, gases, y molculas ricas en carbono, se hallan orbitando mas all de Neptuno, o en la llamada nube de Oort, pero muchos como el Halley se desvan hacia el interior del sistema solar, y al calentarse se subliman, formando su cabeza y sus espectaculares colas.

Componentes del Universo: Estrellas, nebulosas, galaxias, planetas, satlites naturales, cometas, asteroides, meteoritos, etc.Tipos de galaxiasNuestra galaxia, la va LcteaSistema solarEl solPlanetas del sistema solarSatlites naturales en el sistema solarDistancias en el Universo: Ao luz, Unidad astronmica, Notacin cientfica, Determinacin de distancias espaciales.Ejercicios Calcule:Cul es la velocidad de la luz expresada en kilmetros por hora?Si la luz del sol demora 8 minutos en llegar a la Tierra, a cuantos kilmetros de distancia se encuentra el sol de la tierra ? el tiempo en aos que se demora la luz en llegar a la tierra si la Nubes de Magallanes esta a 200.000 aos luz Si la distancia media entre un planeta y el sol es de 2,2x1018 Km Cunto se demora la luz en recorrer esta distancia? Exprese su respuesta en minutosComposicin del universoSe considera que el universo est constituido por un 74 % de energa oscura, un 22 % de materia oscura y un 4% de tomos que componen la materia observable. La energa oscura es similar a la energa gravitatoria, pero de sentido contrario, ya que provoca la repulsin entre partculas. La existencia de la energa oscura se dedujo en 1998 al descubrirse que el universo se encontraba en expansin, en lugar frenarse por accin de la gravedad.

La materia oscura no puede observarse debido a que no emite ni refleja suficiente radiacin electromagntica y su composicin se desconoce. Su existencia se ha deducido al saber que la masa de las galaxias era mucho mayor que la suma de la masa de todas sus estrellas. Se piensa que solo podemos observar de modo directo el 10% de la materia de una galaxia, ya que el 90 % restante es materia oscura.

Los tomos que constituyen la materia observable son, bsicamente, los tomos de hidrgeno (75 %) y los tomos de helio (25 %). El resto de los tomos (hierro, carbono, nitrgeno, cobre, oxgeno, etc.) se encuentra en un porcentaje mnimo. Estos ltimos se originan en pequeas cantidades al explotar las estrellas de gran masa y se esparcen por el espacio. Por efecto de la fuerza gravitacional, una parte de estos tomos puede condensarse formando un planeta.

Se calcula que en el universo hay un tomo por metro cbico de espacio vaco.La teora de la gran explosin (Big Bang)Segn esta teora, el universo se origin a partir de una gran explosin que proyect toda la energa y la materia existentes. La elaboracin de esta teora la inici Einstein en 1917.Se parti de la hiptesis de que en el universo la distribucin de la materia era uniforme (universo homogneo e istropo) y que no cambiaba de forma con el tiempo (universo en equilibrio). Para compensar el efecto de la gravedad, Einstein introdujo en su modelo una fuerza igual, pero de sentido contrario, a la que denomin constante cosmolgica.

En 1924, el matemtico A. Friedmann demostr que este modelo de universo no era posible, ya que con el paso del tiempo deba hacerse ms grande o ms pequeo, por lo que la constante cosmolgica era innecesaria. Einstein estuvo de acuerdo con esta correccin.En 1927, el astrnomo G. E. Lamatre expuso la teora de que las galaxias provienen de la explosin de un ncleo inicial, llamado huevo csmico o tomo primitivo.

En 1929, el astrnomo E. Hubble, al analizar el espectro de la luz que nos llega de las galaxias, dedujo que todas ellas se alejan de nuestro planeta, es decir, que el universo est en expansin.

Entre 1948 y 1952, el fsico G. Gamow coincidi con la hiptesis de Lamatre sobre el origen de las galaxias (fue el que propuso el nombre de Big Bang), pero discrepaba en la idea de que los primeros tomos en formarse fueran los pesados

Segn Gamow, el huevo csmico estaba constituido por neutrones, que al descomponerse generaron protones y electrones, los cuales se aglutinaron y formaron tomos de hidrgeno y de helio, a partir los cuales se crearon los dems elementos.A la teora del Big Bang se le hizo la crtica de que, si a partir de las galaxias ms alejadas se calculaba el tiempo transcurrido, el resultado era de 2 000 millones de aos, lo cual era absurdo, ya que solamente la Tierra tiene ms de 4 000 millones de aos. Segn los clculos realizados posteriormente, la gran explosin se produjo hace unos 13 700 millones de aos.Teora del estado estacionario o de la creacin continuaEsta teora fue presentada entre 1948 y 1950 por los astrnomos H. Bondi, T. Gold y F. Hoyle.Segn esta hiptesis, el universo es uniforme en todo el espacio y no vara en el tiempo. Aunque el universo se expande, su densidad se mantiene constante gracias a que continuamente se est creando nueva materia.El debate entre los seguidores de la teora del Big Bang y los seguidores de la teora del estado estacionario se decant hacia los primeros a partir de los siguientes descubrimientos: la distribucin de las radiofuentes celestes, los cusares, la radiacin de fondo y la proporcin de tomos de hidrgeno y helio.Las radiofuentes celestesSon galaxias o nebulosas que emiten ondas de radio. Se descubrieron al estudiarse algunos problemas de radiocomunicacin.En 1955, el astrnomo M. Ryle public el primer catlogo de radiofuentes. En l se observa que las galaxias ms prximas, por lo tanto las ms jvenes, emiten ms radiaciones y que a partir de los 3 000 millones de aos luz de distancia se reduce mucho el nmero de radiofuentes. Lo anterior indica que al principio y durante un periodo de tiempo no haba radiofuentes. Esto no contradice la teora del Big Bang, pero s la teora del estado estacionario.Los cusaresEn 1960 se descubrieron radiofuentes que correspondan a puntos muy pequeos. Posteriormente, en 1963, el astrnomo M. Schmidt comprob que eran galaxias que se encontraban a una distancia de entre 2 000 y 4 000 millones de aos luz y que se alejaban a una velocidad enorme (casi un tercio de la velocidad de la luz).Segn la teora del Big Bang, se tratara de galaxias muy pequeas y muy brillantes que se formaron solo durante el perodo anteriormente indicado y que, por lo tanto, constituyen un fenmeno transitorio. Este hecho tambin contradice la idea de un universo que no vara con el tiempo.La proporcin de tomos de hidrgeno y helioLa teora del Big Bang afirma que, al producirse la gran explosin, la energa empez a transformarse en materia. Al cabo de tres minutos apareceran los tomos ms sencillos (hidrgeno y helio).Segn los clculos realizados, a partir de ese momento, el universo deba de estar formado por un 75 % de hidrgeno y un 25 % de helio, aproximadamente.Estos resultados coinciden con las proporciones de hidrgeno y helio que hay en las galaxias, en las que los dems tipos tomos en conjunto no llegan al 1 %. La coincidencia de estas proporciones y su presencia en todas las galaxias indican un origen comn y, por tanto, confirman la teora del Big Bang.La radiacin de fondoSegn la teora del Big Bang, en el momento de la gran explosin la temperatura sera muy alta (unos 3 000 millones de grados); a continuacin se produjo un enfriamiento que, en los lmites del universo, deba de ser inferior a los seis grados Kelvin (6 K), es decir, a 267 grados Celsius bajo cero (-267 C). A esta temperatura, una radiacin que emiten los cuerpos no luminosos es prcticamente indetectable.En 1965, los radio astrnomos A. Penzias y R. Wilson captaron una radiacin muy dbil, de 7,35 cm longitud de onda, que era idntica en cualquier direccin del universo y a la que se denomin radiacin de fondo.Tal y como afirma la hiptesis del Big Bang, esta radiacin sera el eco de la gran explosin. Sin embargo, la teora del estado estacionario no explica esta radiacin.La cronologa de la gran explosinSegn la teora del Big Bang, el inicio del universo se sita en el instante en el que la denominada singularidad inicial sufre la gran explosin. Actualmente solo se conoce lo que sucedi a partir de 10-43 segundos despus de la gran explosin, pero no lo acontecido antes de ese momento. Para ello habra que saber cmo las cuatro fuerzas naturales estaban unidas en una sola.Estas cuatro fuerzas son: la gravedad, la interaccin nuclear fuerte (fuerza que une las partculas del ncleo atmico), la fuerza electromagntica y la interaccin nuclear dbil (fuerza responsable de la radiactividad natural, como la de la desintegracin de los neutrones).

Las particula iniciales eran los gluones y quarks ademas estan los fotones, gravitones. Los gluones interactuan con los quarks para formar neutrones y protones

90Teora del universo pulsanteContinuar expandindose el universo en el futuro o llegar un momento en el que se contraer? Para responder a esta cuestin se han propuesto dos posibles modelos:Universo abierto. A partir de la gran explosin, el universo continuara expandindose indefinidamente.Universo cerrado. La fuerza de la gravedad frenara la actual expansin del universo y provocar su contraccin hasta llegar a formar un nuevo huevo csmico que, de nuevo, volvera a estallar y dara lugar a un nuevo universo expansivo. Las sucesivas explosiones (big bang) y contracciones (big crunch), llamadas pulsaciones, se repetiran eternamente.El valor de la densidad del universo y el descubrimiento de la expansin de las galaxias a una velocidad superior a la prevista han sido los dos datos decisivos a la hora de elegir un modelo u otro.La materia constituida por tomos y la materia oscura representan, respectivamente, el 5 % y el 45 % de la densidad del universo.La materia oscura es la que no alcanza la densidad material mnima para formar tomos denominada densidad crtica.El 50 % restante de la densidad del universo corresponde a la energa oscura. La existencia de esta energa se dedujo al observar que las galaxias ms lejanas se haban acelerado hace unos 4 000 millones de aos, es decir, en sentido contrario a la fuerza de la gravedad. Se han propuestos tres modelos principales para explicar la forma del universo.

Es el que resultara si su densidad fuese superior a la crtica. Esto provocara una fuerte gravedad que contraera el universo. Se corresponde con un universo cerrado y finitoEs el que resultara si su densidad fuese inferior a la crtica. En este caso, el universo continuara expandindose y enfrindose hasta llegar a un estado sin energa (universo inflacionario). Se corresponde con un universo abierto.

Es el que resultara si su densidad fuese igual a la crtica. La fuerza de la gravedad sera igual a la de expansin. No se contraera y dispondra de la energa suficiente para seguir existiendo. Se corresponde con un universo cerrado y finito.

A partir de sus observaciones realizadas con el telescopio aerosttico Boomerang se ha deducido que la densidad del universo coincide con la densidad crtica (10-29 g/cm3). Este dato confirma el modelo del universo plano que, debido a la energa oscura de repulsin, seguir en expansin indefinidamente.La teora de la relatividad comoinicio de la cosmologa modernaLa teora de la relatividad se debe a Albert Einstein (1879-1955). Este cientfico se plante averiguar por qu el universo se mantiene en equilibrio, pese al tiempo transcurrido, en vez de haberse producido la compactacin de los astros debido a la fuerza de la gravedad. Einstein, sin realizar ningn experimento, lleg mediante clculos matemticos a unas conclusiones que, aos ms tarde, han sido confirmadas por las observaciones de los astrnomos.En el universo no se puede distinguir si un cuerpo est en reposo absoluto o movindose con una velocidad constante. Tampoco se puede distinguir entre un cuerpo en movimiento acelerado y otro que est sometido a un campo gravitatorio.

Las principales consecuencias de esta teora son:El tiempo absoluto no existe, ya que la duracin de un suceso depende de la velocidad del sistema en el que se realiza.El espacio y el tiempo constituyen una misma realidad, denominada espacio-tiempo. Si la transmisin de la luz fuese instantnea, podramos observar la realidad del momento, pero como tarda en llegar lo que percibimos no es lo que sucede ahora, sino lo que sucedi en el pasado. De esto se deduce un universo de cuatro dimensiones, siendo la cuarta el tiempo.La masa y la energa son dos aspectos de una misma realidad fsica y una se puede convertir en la otra segn la frmula:E = m c2La luz est constituida por quanta de energa luminosa o fotones que no tienen apenas masa cuando estn en reposo y que se propagan siguiendo un movimiento ondulatorio. Como estos aumentan su masa al desplazarse, los campos gravitatorios hacen que la luz no siga una trayectoria rectilnea, sino que se desve. Este hecho fue confirmado en 1919, aprovechando un eclipse de Sol.

10-43 s

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