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Tema 1: La tierra en el universo

Antigüedad:

SumeriosElaboración de un calendario agrícola basado en los movimientos celestes

Del Megalítico se conservan grabados en piedra de las figuras de ciertas constelaciones: la Osa Mayor, la Osa Menor y las Pléyades. En ellos cada estrella está representada por un alvéolo circular excavado en la piedra.

Hay construcciones megalíticas que sirven para determinar solsticios, equinoccios, eclipses…


Antigüedad:

Egipcios

Griegos

El calendario egipcio surge a principios del tercer milenio antes de Cristo y es el primer calendario solar conocido de la Historia, con una duración del año de 365.25 días (como el actual)El calendario Juliano y, más tarde, el Gregoriano - el

que usamos actualmente -, no son más que una modificación del calendario civil egipcio.

Eudoxio y su discípulo Calipo propusieron la teoría de las esferas homocéntricas, capaz de explicar la cinemática del sistema solar.

Aristóteles presentó un modelo con 54 esferas


Antigüedad:

Universo de Aristóteles

Romanos

Los romanos adoptaron los conocimientos griegos y adelantaron poco en astronomía. En el periodo cristiano del imperio romano, se destruyeron los principales santuarios del conocimiento clásico (biblioteca de Alejandría, academia de Platón…


Edad Media:

Árabes Los Árabes fueron quienes después de la decadencia de los estudios Griegos y la entrada de occidente en una fase de oscurantismo durante los siglos X a XV, continuaron con las investigaciones en astronomía dejando un importante legado: tradujeron el Almagesto y catalogaron muchas estrellas con los nombres que se utilizan aun en la actualidad, como Aldebarán, Rigel y Deneb.

Crearon observatorios astronómicos donde realizaron importantes avances en el estudio de los movimientos de los planetas y de la eclíptica.


Edad Media:

Reinos Cristianos

Alfonso X fomentó la traducción de libros astronómicos y astrológicos, en especial de procedencia árabe y judía, traducidos por lo general al latín y de esta lengua al castellano. Entre éstos pueden citarse los Libros del saber de astronomía.

En Europa dominaron las teorías geocentristas promulgadas por Ptolomeo y no se presentó ningún desarrollo importante de la astronomía.

En el siglo XV surgen dudas sobre la teoría de Tolomeo: el filósofo y matemático alemán Nicolás de Cusa y el artista y científico italiano Leonardo da Vinci cuestionan los supuestos básicos de la posición central y la inmovilidad de la Tierra. Había empezado el Renacimiento.


Renacimiento

Las aportaciones de Nicolás Copérnico supusieron un cambio radical en la astronomía.

Copérnico analizó críticamente la teoría de Tolomeo de un Universo geocéntrico y demostró que los movimientos planetarios se pueden explicar mejor atribuyendo una posición central al Sol, más que a la Tierra.


Renacimiento

En principio no se prestó mucha atención al sistema de Copérnico (heliocéntrico) hasta que Galileo descubrió pruebas sobre el movimiento de la Tierra cuando se inventó el telescopio en Holanda. En 1609 construyó un pequeño telescopio, lo dirigió hacia el cielo y descubrió las fases de Venus, lo que indicaba que este planeta gira alrededor del Sol. También descubrió cuatro lunas girando alrededor de Júpiter.


Renacimiento

El observador mas importante del siglo XVI fue Tycho Brahe, un buen observador y con el dinero para construir los equipos mas avanzados y precisos de su época.

Desde 1580 hasta 1597, Tycho observó el Sol, la Luna y los planetas en su observatorio situado en una isla cercana a Copenhague y después en Alemania.

Realizó un catalogo estelar, dando la posición exacta de mas de 70 estrellas.Sus observaciones, que eran las mas exactas disponibles, darían posteriormente las herramientas para que se pudieran determinar las leyes del movimiento celeste, dadas por su ayudante y uno de los mas grandes científicos de la historia: Johannes Kepler


Johannes Kepler, formuló las leyes del movimiento planetario, afirmando que los planetas giran alrededor del Sol y no en órbitas circulares con movimiento uniforme, sino en órbitas elípticas a diferentes velocidades, y que sus distancias relativas con respecto al Sol están relacionadas con sus periodos de revolución.

Las leyes de Kepler :

1.- Los planetas giran alrededor del Sol en orbitas elípticas estando este en uno de sus focos.

2.- Una línea dibujada entre un planeta y el sol barre áreas iguales en tiempos iguales.

3.- El cubo de la distancia media de cada planeta al Sol es proporcional al cuadrado del tiempo que tarda en completar una órbita.


Isaac Newton:

A partir de las observaciones y conclusiones de Galileo, Tycho Brahe y Kepler, Newton llegó, por inducción, a sus tres leyes simples del movimiento y a su mayor generalización fundamental: la ley de la gravitación universal.

Newton además modificó los telescopios creando los telescopios reflectores Newtonianos que permitieron la observación mas claras de objetos muy tenues.

El desarrollo de este y otros sistemas ópticos, dieron a la astronomía un vuelco fundamental y se comenzaron a descubrir, describir y catalogar miles de objetos celestes nunca observados.


Albert Einstein propuso su Teoría de la Relatividad General en la que se deduce que el universo no debe ser estático sino que se encuentra en expansión

William de Sitter elabora un modelo de un universo en expansiónFriedman y Lamaître llegan a las mismas conclusiones:

Se comenzó a pensar que si el universo se encuentra en expansión alguna vez todo debió estar unido en un punto de luz al cual llamó singularidad o "átomo primordial" y su expansión "Gran Ruido"

George Gamow bautizó este modelo como teoría del Big Bang.

Siglo XX


Teoría del Big Bang

La materia, hasta ese momento, es un punto de densidad infinita, que en un momento dado "explota" generando la expansión de la materia en todas las direcciones y creando lo que conocemos como nuestro Universo.

Siglo XX

La explosión provocó la transformación de la energía en materia según la ecuación de Einstein.


Teoría del Big Bang

Según se expandía el Universo, la radiación residual del Big Bang continuó enfriándose, hasta llegar a una temperatura de unos 3 K (-270 °C). Estos vestigios de radiación de fondo de microondas fueron detectados por los radioastrónomos en 1965

Siglo XX

El hidrógeno y el helio habrían sido los productos primarios del Big Bang,

Al expandirse, el helio y el hidrógeno se enfriaron y se condensaron en estrellas y en galaxias.


Efecto dopler

Las pruebas del “BIG BANG”

El efecto Doppler es el cambio de frecuencia de las ondas, ya sean sonoras, luminosas o de cualquier otro tipo, cuando el emisor de las ondas se acerca o se aleja del observador

Las ondas de luz emitidas por las galaxias presentan una desviación hacia el rojo, lo que indica que se alejan de nosotros.


Enfriamiento del Universo

Las pruebas del “BIG BANG”

En 1948, Alpert, Herman y Gamow calcularon la temperatura del universo en 3ºK

Esta radiación cósmica de fondo es responsable de la mala recepción en la señal de televisión ocasionalmente.

En 1965 Penzias y Wilson descubrieron con una antena, la radiación cósmica de fondo, una radiación electromagnética correspondiente a un cuerpo que se encuentra , precisamente, a 3ºK


Edad del Universo

La edad estimada del Universo es de 15000 La edad estimada del Universo es de 15000 millones de años.millones de años.

La expansión todavía continúa…..La expansión todavía continúa…..

Pero … ¿Hasta cuándo?Pero … ¿Hasta cuándo?


Edad del Universo

Durante muchos años, teoría y observación Durante muchos años, teoría y observación favorecieron el escenario del “Big Crunch”favorecieron el escenario del “Big Crunch”

Se trataría de un Big Bang a la inversaSe trataría de un Big Bang a la inversa

Al terminar la época de expansión, el Universo Al terminar la época de expansión, el Universo volvería a contraerse y calentarsevolvería a contraerse y calentarse

Densidad del universo mayor que la densidad crítica


Edad del Universo

El descubrimiento de la aceleración cósmica elimina la posibilidad del Big Crunch

El Universo se expandirá sin límite, a mayor velocidad cada vez. Llegaremos al Big Rip

Densidad del universo menor que la densidad crítica


Edad del Universo

El Universo se expandirá sin límite, hasta dejar a la Vía Láctea aislada en el centro del Universo observable.

Nos quedaremos solos

Densidad del universo igual que la densidad crítica

Muerte térmica del UniversoMuerte térmica del Universo

Todas las estrellas masivas explotaránTodas las estrellas masivas explotarán Las estrellas similares al Sol acabarán como Las estrellas similares al Sol acabarán como

enanas blancas en unos pocos billones de enanas blancas en unos pocos billones de añosaños

Tanto éstas como el material intergaláctico Tanto éstas como el material intergaláctico acabará alimentando agujeros negros acabará alimentando agujeros negros gigantesgigantes

Y los agujeros negros acabarán Y los agujeros negros acabarán evaporándose, en escalas de tiempo evaporándose, en escalas de tiempo inimaginablesinimaginables


Edad del Universo


Edad del Universo


Edad del Universo

Aunque mucho, mucho tiempo Aunque mucho, mucho tiempo antes…antes…

El Sol se convertirá en gigante El Sol se convertirá en gigante rojaroja


Edad del Universo

Andrómeda caerá sobre la Vía Andrómeda caerá sobre la Vía LácteaLáctea

O un asteroide caerá sobre la O un asteroide caerá sobre la TierraTierra

O ya pensaremos en O ya pensaremos en algo…algo…

Estudio del Universo

Se hace basándonos en la radiación que emiten los cuerpos.

Los detectores de esta radiación pueden ser:

Radioastronomía: Detectan las radiaciones de mayor longitud de onda .

Se localizan en la superficie terrestre.


Astronomía Infrarroja

Métodos de estudio del Universo

Sirven para detectar regiones de formación de estrellas, núcleos de galaxias activas…

La atmósfera absorbe rad. IR, luego las observaciones desde tierra firme son limitadas


Astronomía Ultravioleta


Sirven para detectar galaxias activas, novas, supernovas…

La atmósfera (capa de ozono) absorbe rad. UV, luego las observaciones se hacen desde satélites


Astronomía de rayos X y rayos gamma


Sirven para detectar procesos muy violentos como formación de agujeros negros o choques de galaxias


Vida de una estrellaVida de una estrella

¿Qué es una estrella?

Una estrella es, en una definición sencilla, una esfera de gas, en su mayor parte formada por hidrógeno (H) y helio (He) con un núcleo muy caliente donde se producen las reacciones nucleares de fusión que son el origen de la luminosidad emergente en su superficie

Energía

4 protones

1 núcleo de helio

(2 protones + 2 neutrones)

E = m c2



Nacimiento:

Actúan dos tipos de fuerzas

Contracción

Dispersión

F. Centrífuga

Energía Interna


Presión de radiación

Gravedad




Nacimiento:

Si las fuerzas de dispersión > Fuerzas de contracción:

La nube de gas y polvo se deshace totalmente

Si las fuerzas de dispersión < Fuerzas de contracción:

Colapso gravitatorio ProtoestrellaMillones de años


Colapso gravitatorioColapso gravitatorio

1. Caída de la materia hacia el núcleo

2. Aumento de choques entre las partículas

3. Aumento de presión y temperatura

4. La energía gravitatoria se transforma en energía interna y radiación

5. La radiación provoca la luminosidad propia de la estrella


Evolución de la estrellaEvolución de la estrella

1. Cuando finaliza la liberación de energía, la contracción comienza de

nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar.

2. El hidrógeno, el litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la

estrella reaccionan entre sí. De nuevo se libera energía y la contracción

se detiene.

3. Cuando el litio y otros materiales ligeros se consumen, la contracción se

reanuda y la estrella entra en la etapa final del desarrollo en la cual el

hidrógeno se transforma en helio a temperaturas muy altas gracias a la

acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear

es característica de la secuencia principal de estrellas y continúa hasta

que se consume todo el hidrógeno que hay.

4. El proceso puede durar 10.000 millones de años


Es la etapa de la vida de la estrella en la que las reacciones predominantes en el núcleo son

4 H+ He++ + energía

El Sol lleva en esta fase 5 000 000 000 años y quema en cada segundo unos 500 millones de toneladas de H

Tamaño de la Tierra


Secuencia principal de unaestrella

120 MSol 15 RSol

T = 50 000 C

12 MSol 8 RSol

T = 30 000 C

2.5 MSol 2.5 RSol

T = 9500 C

1.5 MSol 1.5 RSol

T = 7000 C

1 MSol 1 RSol

T = 6 000 C

0.7 MSol 0.7 RSol

T = 5000 C

0.5 MSol 0.6 RSol

T = 3500 C

M < 0.08 MSol límite subestelar

Enanas marrones

Propiedades de la secuencia principal de una estrella

Capa de H en ignición

Núcleo de He

Capa de H inerte

El núcleo se contrae

Las capas exteriores se expanden

Fase de gigante roja

Estrellas de tipo solar

Cuando el Hidrógeno se consume…

El núcleo de He hace ignición, produciendo C y O

Núcleo de C y OLa estrella adquiere una estructura de “cebolla” y diversos fenómenos producen la expansión de la envoltura

Capa de H inerte

Capa de H en ignición

Capa de He en ignición

Muerte de una estrellaMuerte de una estrella

Depende de la masa de la estrella. Hay dos posibilidades:

1. Masa < 1,4 masa solar La estrella se enfría y palidece.

2. Masa > 4-8 masa solar Continúa la fusión de elementos

Cada vez que se agote un elemento se vuelve a producir una contracción,

hasta que concluya con la fusión de átomos de hierro, que provoca un

colapso brusco:

IMPLOSIÓN


IMPLOSIÓNIMPLOSIÓN

Aumento de densidad

Efecto rebote

Formación de onda de choque

Explosión muy violenta

Supernova


Las estrellas con una masa mucho mayor que la del Sol sufren una evolución más rápida, de unos pocos millones de años desde su nacimiento hasta la explosión de una supernova. Los restos de la estrella pueden ser una estrella de neutrones.

Sin embargo, existe un límite para el tamaño de las estrellas de neutrones, más allá del cual estos cuerpos se ven obligados a contraerse hasta que se convierten en un agujero negro, del que no puede escapar ninguna radiación.

De estrella a Agujero Negro


Un esquema de la evolución Un esquema de la evolución estelarestelar

Contracción

Secuencia principal

Gigante roja

Nebulosa planetari

a

Enana blanca

Supergigante

Supernova

Estrella de neutrones

o

agujero negro

0.75 MSol < M* < 5 MSol

M* > 5 MSol

M* < 1.4 MSol


El sistema solarEl sistema solar

Características:

•Los planetas tienen un movimiento de traslación alrededor del sol.

•Giran en un plano: La eclíptica

•Sentido de giro: Sentido directo (contrario a las agujas del reloj)

•Los planetas tienen rotación: (sentido directo salvo Venus y Urano)

•El sol supone el 99,85% de la masa del sistema solar


Origen del sistema Origen del sistema solarsolar

Teorías

Catastrofistas: Buffon

Evolucionistas:

Hipótesis planetesimal (cuasicolisión)

Modelo de Ter Haar

Modelo de Hoyle

Laplace.- Hipótesis nebular


Modelo de HoyleModelo de Hoyle

Es el más aceptado actualmente

Propone:

1.Una formación del sistema solar por condensación

gravitatoria.

2.La diferenciación por gravedad hace que los planetas

interiores sean sólidos y los exteriores gaseosos.

3.Los planetas interiores y exteriores están separados por el

cinturón de asteroides

4.Origen común al sol y los planetas hace 4500 millones de

años

Estructura de la tierraEstructura de la tierra

La formación de la Tierra responde al modelo de Hoyle, con una distribución de elementos en función de su densidad.

Dinámica terrestreDinámica terrestre

El planeta Tierra no es algo estático. Está sometido a distintas fuerzas

Fuerzas geológicas internas

Fuerzas geológicas externas

Corrientes de convección

Elementos radiactivos

Agentes geológicos externosMeteorización y erosión.

Gravedad

Energía solar

La corteza terrestreLa corteza terrestre

Se diferencian:

La corteza continental

La corteza oceánica


•Espesor medio 35-40 km•Composición:

Exterior – GranitosInterior – Basaltos

•Termina al pie del talud continental


Se diferencian:


La corteza oceánicaLa corteza oceánica

•Espesor medio de 7 km•Composición más homogénea (rocas magmáticas)•Menor edad que la corteza continental•Rocas más densas•Ocupa el 60% de la superficie terrestre


La corteza oceánica


Relieve mucho más variado


El estudio de la corteza

Ha aumentado mucho en los últimos años el conocimiento tanto de la corteza como del interior de la tierra.

Métodos de estudio

Métodos indirectos

Métodos directos

SondeosMinasVolcanesOrógenos

Anomalías gravimétricasResistividad eléctricaOndas sísmicasMeteoritosDensidad


SondeosVolcanes

MinasOrógenos

El estudio de la corteza por métodos directos

La corteza terrestreLa corteza terrestreEl estudio de la corteza por métodos indirectos

Anomalías gravimétricasResistividad

eléctricaDensidad

Ondas sísmicasMeteoritos

Teorías de formación Teorías de formación de los continentesde los continentes

Enfriamiento y contracción

Teoría del Enfriamiento-contracción

1. Finales del siglo XIX

2. La tierra, muy caliente en sus

orígenes se enfría paulatinamente

3. El enfriamiento origina

contracciones:

1. La superficie se agrieta – FALLAS

2. La superfice se pliega -

MONTAÑAS

Teorías de formación Teorías de formación de los continentesde los continentes

Teoría de las Corrientes Convectivas

Las corrientes del manto arrastran a los materiales situados por encima

Enigmas biológicosEnigmas biológicos

¿Por qué especies muy similares viven a miles de Km de distancia?

Marsupiales: América vs. AustraliaAves: Ñandú vs. avestruces

¿Por qué aparecen fósiles de la misma especie en lugares aislados entre sí?

Mesosaurus, en América y

África

Los científicos hablaban de puentes intercontinentales ya desaparecidos

Enigmas biológicosEnigmas biológicos

Enigmas geológicosEnigmas geológicos

1. Continuidad de cadenas montañosas.

2. Estructuras geológicas análogas a ambos lados del Atlántico.

3. Restos glaciares en zonas de clima tropical.

4. Yacimientos de carbón en zonas frías

Enigmas geográficosEnigmas geográficos

Encaje de África y Sudamérica especialmente, pero también otros continentes

La deriva continentalLa deriva continental

Teoría propuesta por Alfred Wegener:

• Todos los continentes estaban unidos en uno sólo: El Pangea

• Hace 200 m.a. se rompió el Pangea.

• Los continentes empezaron a moverse:

Deriva continental

Su teoría respondía bien a la mayoría de los enigmas anteriormente comentadosLa teoría no fue bien acogida, pues

Wegener no pudo explicar el “motor” del movimiento de los

continentes

Confirmación de la Confirmación de la teoríateoría

Pruebas paleomagnéticas

Los compuestos con elementos férricos en su composición, cuando se enfrían, los orientan hacia el polo Norte Magnético.

El estudio de los minerales indica la posición del polo Norte en distintas épocas.

Estos estudios muestran orientaciones que sólo son posibles si los continentes se han movido

N

S

N

S


Pruebas oceanográficasTras la II Guerra Mundial comienzan a estudiarse los fondos oceánicos. El desarrollo tecnológico (sónar, submarinos…) permite grandes avances

Las observaciones más relevantes fueron:1. Presencia de grandes dorsales montañosas en

el centro de los océanos

2. Actividad volcánica en el centro de las dorsales

3. Capa de sedimentos muy inferior a lo esperado

4. Edad de la corteza oceánica (rocas de la

corteza) inferior a los 200 m.a

5. Estudios sísmicos submarinos (localización de

epicentros en determinadas zonas)


Pruebas oceanográficas


Pruebas oceanográficas

Dorsal Centro Atlántica

Expansión del fondo Expansión del fondo oceánicooceánico

Hipótesis de Harry Hess (1960)

A través de grietas en el fondo de los océanos, por medio de corrientes de convección, sugeridas por Holmes en 1931, surge magma fluido que, gradualmente, se solidifica en las márgenes de esas hendiduras y genera crestas montañosas.

Se crea suelo oceánico nuevo. Pero el magma en fusión sigue derramándose continuamente, empujando los fragmentos de la antigua placa.

El frente de la placa, a su vez, baja nuevamente hacia el manto, en las fosas oceánicas, siendo destruida por el magma en fusión y realimentando las corrientes de convección

Expansión del fondo oceánicoExpansión del fondo oceánicoPaleomagnetísmo

La tierra sufre inversiones periódicas del campo magnético.

Los elementos férricos de las lavas solidificadas en cada uno de estos periodos señalan hacia el polo N (situación en ese momento).

A ambos lados de las dorsales se observan bandas alternas de lavas con polaridad normal alternándose con otras de polaridad invertida.

Esto indica:

La corteza se crea hacia ambos lados de la dorsal y a medida que se enfría se registra la polaridad que tenía la Tierra en ese momento

Tectónica de placasTectónica de placas

Surge en 1968, con la aportación de muchos científicos como unión de la deriva continental y la expansión del fondo oceánico.

Se trata de una teoría global que explica numerosos hechos geológicos y geográficos:

• Yacimientos minerales• Localización de volcanes• Formación de cordilleras• Expansión del fondo oceánico• Fenómenos de isostasia

IsostasiaIsostasia

Se quita peso

El corcho asciende

El corcho bajaSe añade peso

IsostasiaIsostasia

Ascenso de los continentes

Descenso de los continentes

Erosión

Sedimentación


La corteza terrestre está dividida en placas.

Los límites de las placas son:

1.Las dorsales oceánicas. 2.Las fosas tectónicas.3.Las fallas transformantes.


Las dorsales oceánicas.

Las fosas tectónicas.

Las fallas transformantes.

En las dorsales se crea nueva corteza

En las fosas se destruye la cortezaEn los bordes

laterales de las placas ni se crea ni se destruye la corteza

Movimiento de las placasMovimiento de las placas

Corrientes de convección:

El material asciende, arrastra las placas y cuando se enfría (aumento de densidad) se hunde de nuevo.


Arrastre de las placas

El material recién formado está caliente y es menos denso que el material que se aleja de la dorsal. Este último material, más frío y denso tiende a hundirse arrastrando al resto de la placa

Material recién salido

Material viejo más frío y denso


Empuje de placas

El material asciende, arrastra las placas y cuando se enfría (aumento de densidad) se hunde de nuevo.

Material elevado

La gravedad hunde la placa

Tipos de placasTipos de placas

Según el tamaño:

•Placas grandes

•Tamaño Medio

•Placas pequeñas

Según la composición: oceánicas, continentales y mixtas

Contacto entre placasContacto entre placas

Se sitúan en las dorsales oceánicas y en los rift continentales, como por ejemplo en el Rift Valley en África y en la dorsal atlántica.

La actividad volcánica que se produce en estas zonas, como consecuencia de su divergencia, determina la formación de nueva corteza oceánica y provoca el ensanchamiento de los fondos oceánicos y la separación progresiva de las placas adyacentes.

Bordes constructivos


Bordes destructivos

Dos placas chocan. Pueden darse tres situaciones:

1.Choque de placa oceánica contra oceánica.

2.Choque de placa oceánica contra continental.

3.Choque de placa continental contra continental.


Bordes destructivos1. Choque de placa oceánica contra oceánica.

La placa más densa subduce por debajo de la más ligera.


Bordes destructivos2. Choque de placa oceánica contra continental.

La placa oceánica (más densa) subduce por debajo de la continental.


Bordes destructivos3. Choque de placa continental contra

continental.

Los sedimentos situados entre las dos placas se pliegan y elevan. No hay actividad volcánica


Bordes transformantes

No se crea ni se destruye corteza. Hay mucha actividad sísmica

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