NUESTRO UNIVERSO

NUESTRO UNIVERSO : 

NUESTRO UNIVERSO

INDICE : 

INDICE Origen del universo Formación de los planetas Vida de una estrella Eclipse Lunar Eclipse Solar

Origen del Universo : 

Origen del Universo Teoría general de la relatividad Albert Einstein Teoría del Big Bang George Gamow Teoría Inflacionaria Alan Guth

Teoría general de la relatividad : 

Teoría general de la relatividad Incluye dos teorías: La relatividad especial y la relatividad general. Relatividad especial: estudia el movimiento de los cuerpos incluso a grandes velocidades y sus interacciones electromagnéticas. Pero no proporciona ninguna descripción sobre el campo gravitatorio. Relatividad general: propone que la propia geometría del espacio-tiempo se ve afectada por la presencia de materia, de lo cual resulta una teoría relativista del campo gravitatorio. Predice que el espacio-tiempo no será plano en presencia de materia y que la curvatura del espacio-tiempo será percibida como un campo gravitatorio. Idea esencial de ambas teorías es que dos observadores que se mueven relativamente uno al lado del otro con distinta velocidad a menudo obtendrán diferentes medidas de espacio y tiempo para describir las mismas series de eventos.

Albert Einstein : 

Albert Einstein Físico de origen alemán. Fue el científico más importante del siglo XX, en 1905 publica su teoria de la relatividad especial y en 1915 la relatividad general. En 1921 obtuvo el Premio Nobel de Física. Ante el ascenso del nazismo, (Adolf Hitler llegó al poder en enero de 1933), por lo que decidió abandonar Alemania en diciembre de 1932 y marchar con destino hacia Estados Unidos, país donde impartió docencia en el Instituto de Estudios Avanzados de Princeton, agregando a su nacionalidad suiza la estadounidense en 1940. Muere el 18 de abril de 1955 a los 76 años por una hemorragia interna en la zona abdominal.

Teoría del Big Bang : 

Teoría del Big Bang Antes del “Gran Estallido” la materia es un punto de densidad infinita, al explotar, cada partícula de materia comenzó a alejarse muy rápidamente una de otra. Esta materia está constituida por partículas elementales: Electrones, protones, mesones… Propuesta y modificada por George Gamow.

George Gamow : 

George Gamow Físico y astrónomo ucraniano, que trabajó en diversos temas incluyendo el núcleo atómico, la formación estelar, núcleo síntesis estelar, nucleocosmogénesis y el código genético. trabajó después en ciertos establecimientos antes de huir de la opresión creciente en Rusia y se trasladó a los Estados Unidos en 1934, nacionalizándose estadounidense en 1940. Gamow se interesó por la evolución de las estrellas y en concreto, por cómo se genera la energía en ellas Muere el 19 de agosto de 1968 a los 64 años.

Teoría Inflacionaria : 

Teoría Inflacionaria En la formulación original de la teoría del Big Bang quedaban varios problemas sin resolver. El estado de la materia en la época de la explosión era tal que no se podían aplicar las leyes físicas normales. El grado de uniformidad observado en el Universo también era difícil de explicar porque, de acuerdo con esta teoría, el Universo se habría expandido con demasiada rapidez para desarrollar esta uniformidad. Expansión del universo acelera e induce al distanciamiento de los objetos. La teoría inflacionaria, predice que el universo debe ser esencialmente plano, lo cual puede comprobarse experimentalmente, ya que la densidad de materia de un universo plano guarda relación directa con su velocidad de expansión.

Alan H.Guth : 

Alan H.Guth Físico y cosmólogo estadounidense. Nace en 1947. Sugirió en 1981 que el universo caliente, en un estadio intermedio, podría expandirse exponencialmente. La idea de Guth postulaba que este proceso de inflación se desarrollaba mientras el universo primordial se encontraba en el estado de superenfriamiento inestable. Este estado superenfriado es común en las transiciones de fase; por ejemplo en condiciones adecuadas el agua se mantiene líquida por debajo de cero grados. Por supuesto, el agua superenfriada termina congelándose; este suceso ocurre al final del período inflacionario.

Formación de los Planetas : 

Formación de los Planetas Origen del Sol Materia se acumuló en el centro. Presión elevada. Átomos se partieron liberando energía y formando una estrella. Al mismo tiempo se formaron remolinos que aumentaban gravedad y recogian materiales.

Origen de los planetas. : 

Origen de los planetas. Gracias a las colisiones millones de objetos chocaban entre si, desprendiendo trozos que se unieron para después de 100 millones de años adquirir aspecto actual. Los planetas tienen diversos movimientos, el de rotación y el de translación. Por el de rotación, giran sobre sí mismos alrededor del eje. Esto determina la duración del día del planeta. Por el de translación, los planetas describen órbitas alrededor del Sol. Cada órbita es el año del planeta. Cada planeta tarda un tiempo diferente para completarla. Cuanto más lejos, más tiempo. Giran casi en el mismo plano, excepto Plutón, que tiene la órbita más inclinada, excéntrica y alargada.

Forma y tamaño de los planetas : 

Forma y tamaño de los planetas Los planetas tienen forma casi esférica, como una pelota un poco aplanada por los polos. Los materiales compactos están en el núcleo. Los gases, si hay, forman una atmosfera sobre la superficie. Mercurio, Venus, la Tierra, Marte y Plutón son planetas pequeños y rocosos, con densidad alta. Tienen un movimiento de rotación lento, pocas lunas (o ninguna) y forma bastante redonda. Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, los gigantes gaseosos, son enormes y ligeros, hechos de gas y hielo. Estos planetas giran deprisa y tienen muchos satélites, más abultamiento ecuatorial y anillos.

Datos planetarios : 

Datos planetarios

Vida de una estrella : 

Vida de una estrella Nacimiento La estrella se enciende Juventud Madurez Vejez Un cadáver en el espacio

El Nacimiento de las estrellas : 

El Nacimiento de las estrellas Las estrellas nacen en grandes nubes de gas interestelar desperdigadas por el espacio: las nebulosas. En las nebulosas hay zonas algo más densas que otras que empiezan a atraer más y más gas por efecto de la gravedad. La gravedad es más intensa cuanto mayor sea el cuerpo que la origina. A medida que estas zonas acumulan más y más gas, su tamaño aumenta y su gravedad también. La gravedad es la causa que las estrellas nazcan.

La estrella se enciende : 

La estrella se enciende El gránulo de gas inicial se denomina protoestrella y poco a poco va acumulando más gas a su alrededor. Las partículas de gas chocan entre ellas, produciendo un aumento de la temperatura. Cuando se logra una cierta cantidad de gas y éste se ha calentado lo suficiente, la protoestrella se enciende, como una cerilla. Ha nacido una estrella. En las estrellas se producen reacciones nucleares, donde el oxígeno reacciona con un combustible para producir calor y luz. La estrella es una enorme masa de gas, casi toda formada de hidrógeno, aunque contiene también una mezcla de otros elementos en menor proporción. Los átomos de hidrógeno, se fusionan de manera espontánea y forman helio. Esta reacción va acompañada de la liberación de energía. Cuando esto sucede, la estrella "se enciende" e inicia su vida, liberando energía en forma de calor y luz, y consumiendo hidrógeno para transformarlo en helio.

Juventud de una estrella : 

Juventud de una estrella Si la estrella tiene combustible en forma de hidrógeno, no sufrirá síntomas de envejecimiento. Se encontrará en una situación de equilibrio, una lucha entre la gravedad y el calor. La gravedad es una fuerza que hace que las cosas se aglomeren. El calor hace que las partículas se separen. La gravedad en las estrellas es inmensa y atrae la masa estelar hacia su centro con gran intensidad. El calor producido por las reacciones nucleares empuja la masa hacia fuera, evitando que la estrella se colapse. El equilibrio interno entre gravedad empujando hacia adentro y calor empujando hacia afuera dura la mayor parte de la vida de una estrella. La energía de la fusión de la estrella no solamente produce calor y luz. También expulsa una pequeña parte de la materia de la estrella hacia el espacio a gran velocidad: es el viento estelar. El viento estelar producido por nuestra estrella, el Sol, afecta a nuestros satélites artificiales, y también tendría consecuencias sobre la vida en la Tierra si no tuviéramos un campo magnético que desvía la mayor parte.

Madurez de una estrella : 

Madurez de una estrella Llega un momento en que el hidrógeno se acaba. A medida que se acumula helio procedente de la fusión del hidrógeno, más difícil resulta esta reacción. La fusión de hidrógeno es tan baja que no sirve para frenar la gravedad. La estrella se contrae y se calienta todavía más. El helio puede empezar a fusionarse. Estas reacciones hacen que el núcleo de la estrella esté mucho más caliente que en la fase anterior, llegando a los 100 millones de grados Kelvin. La estrella empieza a crecer hasta unas 100 veces su tamaño normal: el calor de su núcleo empuja con más fuerza las capas externas. El resultado es una gigante roja o una supergigante roja, según la masa original de la estrella. Es decir, una estrella más caliente en su núcleo, más fría en su superficie, más grande y menos densa, de un color rojizo.

Vejez de una estrella : 

Vejez de una estrella Dependiendo de la masa inicial de la estrella, su final será uno u otro. Una estrella que sea más pequeña que el triple del tamaño del Sol: Evolucionará a su fase de gigante roja hasta agotar nuevamente todo el helio de su núcleo. Continuará entonces fusionando el helio en sus capas externas y se irá haciendo más y más inestable. Se expandirá y se contraerá repetidamente, puesto que los ritmos de producción de energía son más inestables que en las fases anteriores. Lanzará chorros de gas interno, se contraerá y volverá a calentarse. El final de la estrella está próximo. En estos ciclos de colapso y expansión, se liberará de las capas externas de material. Así, creará lo que denominamos nebulosas planetarias, que acumulan material para futuros nacimientos de estrellas. Quedará en el centro una estrella muy pequeña y densa, denominada enana blanca. Una enana blanca es casi todo carbono y es prácticamente inactiva. Solamente una parte de aquello que fue una estrella brillante y activa.

Slide 24: 

Cuando la estrella es grande, su final es todavía más espectacular. Su núcleo se compacta a temperaturas tan altas que no solamente el helio y el berilio se fusionan para producir carbono, sino que todos los elementos empiezan a fusionarse en cadenas muy complejas de fusión, hasta llegar al hierro. El hierro es el final de la cadena de elementos que se fusionan de forma espontánea. Cuando se llega a este elemento, en la estrella no hay nada que pueda sostenerla. Las capas externas caen hacia el núcleo de la estrella, colapsándose de forma dramática. En un efecto de rebote, explotan hacia el exterior en uno de los fenómenos más espectaculares del Cosmos: una supernova. Las supernovas son explosiones que pueden brillar durante unos segundos tanto como toda una galaxia entera. La energía que liberan es tan grande que la materia puede fusionarse en elementos más complejos a la vez que se dispersa por el Universo. Sin las supernovas, no tendríamos ni oro, ni uranio, ni ninguno de los elementos más pesados que el hierro, ya que son el origen de la riqueza de elementos que tiene la naturaleza, muchos de ellos importantes para la vida.

Un cadáver en el espacio. : 

Un cadáver en el espacio. Las estrellas de masa pequeña acaban dejando un residuo frío y denso, que denominamos enana blanca. Las estrellas de masa más grande también dejan, después de una explosión espectacular, una enana blanca. Algunas dejan unos restos más interesantes: las estrellas de neutrones. Son estrellas de10 kilómetros de diámetro, pero extremadamente densas, que giran a una velocidad enorme. Las más grandes se convierten en algo que no es ni una enana blanca, ni una estrella de neutrones. Sino uno de los objetos más exóticos del Universo: los agujeros negros.

Agujeros negros : 

Agujeros negros

Eclipse Solar : 

Eclipse Solar Fenómeno que se produce cuando la Luna oculta al Sol, desde la perspectiva de la Tierra. Esto sólo puede pasar durante la luna nueva. Tipos: Parcial: la Luna no cubre por completo el disco solar que aparece como un creciente. Semi Parcial: la Luna casi cubre por completo el Sol, pero no lo consigue Total: desde una franja (banda de totalidad) en la superficie de la Tierra, la Luna cubre totalmente el Sol. Fuera de la banda de totalidad el eclipse es parcial. Se verá un eclipse total para los observadores situados en la Tierra que se encuentren dentro del cono de sombra lunar, cuyo diámetro máximo sobre la superficie de nuestro planeta no superará los 270 km, y que se desplaza en dirección este a unos 3.200 km/h. La duración de la fase de totalidad puede durar varios minutos, entre 2 y 7 alcanzando algo más de las 2 h todo el fenómeno. Anular: ocurre cuando la Luna se encuentra cerca del apogeo y su diámetro angular es menor que el solar, de manera que en la fase máxima permanece visible un anillo del disco del Sol. Esto ocurre en la banda de anularidad; fuera de ella el eclipse es parcial Para que se produzca un eclipse solar la Luna ha de estar en o próxima a uno de sus nodos, y tener la misma longitud celeste que el Sol.

Eclipse Lunar : 

Eclipse Lunar Fenómeno astronómico que sucede cuando el planeta Tierra se interpone entre el Sol y la Luna, es decir, cuando la Luna entra en la zona de sombra de la Tierra. Esto sólo puede ocurrir en la fase de Luna llena.

Bibliografía : 

Bibliografía http://es.wikipedia.org/wiki/Wikipedia:Portada http://www.astromia.com http://www.cyberastronomo.org

¡ FIN ! : 

¡ FIN ! Natalia Aldea Ruiz.