Bloque II - Tema 1: La Tierra en el Universo

Origen y estructura del universo

El universo es la totalidad del espacio y del tiempo, de todas las formas de la materia, la energía y el impulso, las leyes y constantes físicas que las gobiernan.

Observaciones astronómicas indican que el universo tiene una edad de entre 13.730 y 13.810 millones de años y por lo menos 93.000 millones de años luz de extensión… que es lo que podemos observar desde la Tierra. En realidad es imposible conocer el tamaño exacto del Universo, que además sigue expandiéndose y en gran medida es un inmenso vacío.

El universo es por tanto inabarcable para nosotros, por lo que normalmente hablamos del concepto universo observable, que es basicamente la parte del universo que podemos ver desde la Tierra, es decir literalmente la parte del universo que ha tenido tiempo de emitir luz y esa luz ha tenido tiempo de llegar a nosotros. El universo real puede ser mucho más grande que el universo observable. Sin embargo, no podemos ver más allá del universo observable porque la luz de los objetos más allá de ese límite no ha tenido tiempo de llegar a nosotros.

Desde un punto de vista práctico,  el universo observable es basicamente una esfera con un radio de aproximadamente 46.500 millones de años luz. Esto significa que la luz que vemos de los objetos más lejanos del universo observable ha tardado 46.500 millones de años en llegar a nosotros.

La imagen de luz visible más profunda del cosmos, el Campo Ultra Profundo del Hubble (Foto: NASA)
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Contiene aproximadamente unos 10 millones de supercúmulos de galaxias donde podrían encontrarse hasta dos 2 billones de galaxias, estructuras compuestas por gas, polvo estelar, estrellas (entre 10⁷ y 10¹⁴ ), los planetas que orbiten alrededor de ellas, lunas, asteroides... así como materia oscura, todo ello unido y orbitando por las fuerzas gravitacionales.

Estas galaxias están en movimiento. Podemos analizar las ondas electromagnéticas que emiten y que viajan a grandes velocidades. Gracias al efecto Doppler, analizando las ondas de luz, podríamos saber si hay galaxias que se acercan a la nuestra (sus ondas de luz se comprimirían) o si otras se estan alejando (sus ondas de luz se expandirían al alejarse). Hoy sabemos que todas las galaxias se están alejando, y además en 1929 Hubble descubrió que mientras mas lejos se encuentra una galaxia, más rápido se aleja. 

El fenómeno a partir del cual surgió el universo (es decir, la materia, el espacio y el tiempo), es el Big Bang. 

No, este no... aunque os lo recomiendo.

La Teoría del Big Bang es un modelo cosmológico sobre el origen del universo y es el más aceptado actualmente en base a las observaciones de la expansión del Universo, los estudios de la radiación cósmica de fondo (lo que sería el "eco" del Big Bang) y la composición general del universo, cuyos elementos principalmente son el hidrógeno y el helio, que son los elementos más ligeros y cuya presencia y abundancia es consistente con la idea de que el universo comenzó en un estado muy caliente. Según esta teoría, el universo comenzó hace unos 13.800 millones de años en un estado muy denso y caliente. A partir de ese momento, el universo comenzó a expandirse y enfriarse.

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La Vía Láctea

Nuestra galaxia, la Vía Láctea, es una galaxia espiral mediana con un diámetro de aproximadamente 100.000 años luz, pero las galaxias pueden ser de formas variadas: elípticas, irregulares, lenticulares... 

La formación del Sistema Solar, situado en el brazo de Orión de la Vía Lactea, tuvo lugar hace aproximadamente 4.570 millones de años. La vida en la Tierra se estima que tiene unos 3.800 millones de años.

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La Tierra es un planeta rocoso con un diámetro de aproximadamente 12.756 kilómetros. Es el tercer planeta desde el Sol, y orbita alrededor de él a una distancia media de unos 150 millones de kilómetros (una unidad astronómica, UA). Su posición relativa, es decir su ubicación con respecto a otros objetos en el espacio con respecto al Sol, determina la cantidad de luz solar que recibe. Aunque puede parecer lo contrario, cuando la Tierra está más cerca del Sol, en su perihelio, recibe menos luz solar y cuando la Tierra está más lejos del Sol, en su afelio, recibe más luz solar, esto es debido a la inclinación del eje de rotación de la Tierra, que también influye en la cantidad de luz solar que recibe el planeta. El eje de rotación de la Tierra está inclinado 23,5 grados con respecto al plano de su órbita alrededor del Sol. Esta inclinación es la responsable de las estaciones del año. 

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Las primeras observaciones astronómicas daban por sentado que la Tierra era el centro del universo y a su alrededor girarían las estrellas y los llamados "estrellas o cuerpos errantes" (los planetas), que no estarían en un sitio fijo en el cielo como las estrellas y que, además, en ocasiones retrocederían en su órbita.

Modelo geocéntrico

Aristóteles, en el siglo IV a. C., creía que la Tierra era la forma más perfecta de los cuatro elementos clásicos: tierra, agua, aire y fuego. La tierra era sólida y pesada, y por lo tanto debía ser el centro del universo. Sin embargo este modelo no sería desarrollado el siglo II d. C., cuando el matemático y astrónomo griego Ptolomeo propuso un sistema complejo para explicar los movimientos de los planetas mediante órbitas circulares alrededor de la Tierra. Según esta teoría la Tierra estaría en el centro del universo y que el Sol, los planetas y las estrellas giran alrededor de ella. 

Para Ptolomeo el retroceso de las "estrellas errantes" se debería a que realizan giros en círculo (epiciclos) al tiempo que avanzaban en su órbita alrededor de la Tierra (órbitas deferentes).

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Esta teoría fue aceptada durante siglos, desde la antigüedad hasta el siglo XVI por la mayoría de los científicos y filósofos. Se ajustaba a las observaciones del cielo, y proporcionaba una explicación simple para los movimientos de los planetas. Sin embargo, el modelo geocéntrico también tenía algunos problemas. Por ejemplo, no podía explicar por qué las estrellas no se mueven con respecto a la Tierra. La "solución" era mantener la idea de Aristóteles, de que esfera final contenía a las estrellas fijas.

Modelo helicéntrico

Aunque en el siglo III a.C. Aristarco de Samos ya propuso un modelo en el que el Sol era el centro del Universo, mientras que la Tierra y otros planetas giraban alrededor suyo, esta teoría, publicada en un libro titulado "Sobre las magnitudes y distancias del Sol y la Luna", fue rechazada por la mayoría de científicos y filósofos de su época.

No sería hasta el siglo XVI, cuando el astrónomo polaco Nicolás Copérnico propuso un modelo heliocéntrico que cambiaría realmente la visión anterior del universo, aunque fue rechazado en un principio, pero fue ganando aceptación con el tiempo. En el siglo XVII, el astrónomo italiano Galileo Galilei proporcionó pruebas definitivas del modelo heliocéntrico. Galileo observó que Venus pasaba por fases, como la Luna, lo que solo era posible si Venus giraba alrededor del Sol, esto permitió que el modelo geocéntrico fuera finalmente abandonado y el modelo heliocéntrico fuera aceptado por la mayoría de los científicos.

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¿Cómo se explica entonces el aparente retroceso de Marte y otros planetas visto desde la Tierra? pues simplemente porque la Tierra gira más rápido alrededor del Sol que Marte y otros planetas, de modo que se adelanta en su órbita y por ello, da la sensación que esos planetas retroceden.

Retrogradación planetaria
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Medir distancias en el universo.

Debemos recordar que la distancia promedio Tierra-Sol es de unos 150.000.000 kilómetros, lo qu se conoce como Unidad Astronómica.

El Año-Luz, es la distancia que recorre la luz en un año. Como la velocidad de la luz es de unos 300.000 km/s la luz del Sol tarda 8 minutos en llegar a la Tierra, y la de la Luna 1 segundo.

Para medir distancias dentro del Sistema Solar se utiliza por tanto las UA, mientras que para medir distancias fuera del Sistema Solar se utiliza el Año Luz, pudiendo utilizar también el Pársec (3,2616 años luz), que sería el acrónimo de "paralelaje de un arco de un segundo" (parallax of one arc second).

El paralaje es la desviación angular de la posición aparente de un objeto, dependiendo del punto de vista elegido.

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Esta característica nos permite estimar las distancias a las estrellas más cercanas midiendo los angulos de las posiciones aparentes con seus meses de distancia. De este modo "construimos un triángulo" y al saber el valor de esos ángulos y la distancia Sol-Tierra, podemos calcular la distancia de las estrellas.

Nota: En sentido estricto, el pársec se define como la distancia desde la cual el radio medio de la órbita terrestre abarca unp ángulo de 1 segundo de arco. En otras palabras, una estrella dista un pársec si su paralaje es igual a 1 segundo de arco entre el Sol y la Tierra. Eso serían unos 3,2616 años luz.

Nota Friki:

En la traducción original al castellano de "Una Nueva Esperanza" (1977), se utiliza el término "12 parasegundos", en vez de "12 parsecs", dando a entender que es una unidad de tiempo, cuando es una unidad de distancia. Han Solo hizo la ruta Kessel más corta, no más rápido.                                                                       

Composición de la materia estelar 

La composición de la materia estelar se conoce gracias al estudio del espectro solar, la descomposición de la luz del Sol en sus colores componentes, que se puede observar al hacer pasar la luz solar a través de un prisma, tal y como demostró en 1667, Isaac Newton.

https://concepto.de/luz-solar/

Nota: De manera natural podemos ver este efecto en la lluvia... las gotas de agua de lluvia son atravesadas por la luz y provocan un efecto de difracción de la luz que todos hemos visto: el arcoiris.

Más tarde, hacia 1814, Joseph von Fraunhofer observó que el espectro solar estaba interrumpido por una serie de líneas oscuras, al desarrollar un aparato capaz de analizar el espectro de frecuencias característico de la luz, un  espectrómetro o espectroscopio. A esas líneas negras las llamó líneas de Fraunhofer.

En 1859, Bunsen y Kirchhoff utilizaron un espectroscopio para analizar la luz emitida por diferentes elementos químicos. Observaron que cada elemento químico tiene un espectro único, que está formado por una serie de líneas de colores. Estas líneas se deben a la emisión de luz por parte de los átomos del elemento químico. Por ello propusieron que las líneas de absorción de Fraunhofer se debían a la presencia de elementos químicos específicos en la atmósfera solar. Esto se debe a que los átomos de la fotosfera solar, a menos temperatura que los de la superficie del Sol, abosrben parte de la radiación, lo que provoca esas líenas negras.

En base a todos estos trabajos, se sabe que la composición de la materia estelar es similar a la composición de la materia terrestre, lo que nos indica un origen común. Los elementos químicos más abundantes en las estrellas son el hidrógeno (71%) y el helio (27%), seguidos del oxígeno, carbono, nitrógeno, calcio y hierrro. La diferencia es que en el Sol las altas temperaturas (Unos 5.500 ºC), provocan que toda la materia se encuentre en forma de plasma (gases ionizados, núcleos de hidrógeno y helio con los electrones libres). Esto constituye el 99% de toda la masa del Sistema Solar.

Composición del Sol y las estrellas

Las estrellas son cuerpos celestes que emiten luz y calor de forma natural. Están formadas por gas, principalmente hidrógeno y helio, que debido a su alta temperatura está en forma de plasma, y su tamaño y luminosidad pueden variar enormemente.

La alta energía que se desprende de las estrellas se debe a las reacciones de fusión nuclear que tienen lugar en su interior, en las que átomos de hidrógeno se convierten en helio debido a las altas temperaturas. Estas permiten la unión de los isótopos de hidríogeno Deuterio (²H) y Tritio (³H), que normalmente se repelen, provovando así la creación de Helio y la liberación de un neutró y una alta cantidad de energía. Estos procesos de fusión siguen produciendo cada vez núcleos más masivos hasta llegar a formar hierro, el elemento más estable del universo.

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Las explosiones estelares, como las supernovas, liberan mucha energía y generan nuevos elementos.

Ciclo de vida de las estrellas

Las estrellas se originan en nebulosas, grandes nives de materia interestelar formadas por polvo, gases, hielo y fragmentos de roca. 

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Por acción de la gravedad la materias se comienza a contraer provocando una mayor presión y temperatura tan alta que los núcleos de hidrógeno comienzan a fusionarse formando estrellas.

En función del tamaño de las estrellas pueden pasar por diversas fases en su ciclo de vida:

Grupo SM

Dependiendo de la temperatura de la superficie, podemos encontrar diversos colores de estrellas. En gran medida ese color dedende del elemento que se está fusionando (azules hidrógeno, rojas carbono) y la temperatura superficial también depdende de la distancia al núcleo de la estrella, que es más caliente, por lo que las estrellas "más grandes" serán "más frías"

Nota: Os recuerdo la fórmula de conversión de ºC y K

Nuestro Sol, con una temperatura que ronda los 6.000 K, se considera por tanto una estrella amarilla.

Materia y energía oscura

“La luz cree que viaja más deprisa que nada, pero se equivoca. Por muy rápido que vaya la luz, siempre se encuentra con que la oscuridad ha llegado antes y la está esperando.”     ― Terry Pratchett, El Segador

Como hemos visto, el universo está en gran medida vacío, oscuro y frío. La luz de las estrellas permite ver aquellos cuerpos celestes que no emiten su propia luz, como los planetas. Sabemos que estos se mueven debido a las fuerzas gravitacionales que les mantienen en orbitas alrededor de las estrellas y, cuanto más lejos de su estrella, más lento es su desplazamiento. Por ejemplo la Tierra se desplaza más rápido que Neptuno.

Lo mismo pasa con las estrellas, que giran alrededor del núcleo de cada galaxia. Sin embargo, en la década de 1970, Vera Rubin y Kent Ford estudiaron las curvas de rotación de las galaxias espirales. Las curvas de rotación muestran cómo cambia la velocidad de las estrellas a medida que se alejan del centro de la galaxia. Pero sus estudios descubrieron que las estrellas en las galaxias espirales giran a velocidades mucho más altas de lo que se esperaba, dado la cantidad de materia visible en esas galaxias. Esto significa que debe haber una gran cantidad de materia invisible, o materia oscura, que está proporcionando la gravedad necesaria para mantener a las estrellas girando a esas velocidades.

Las observaciones de Rubin y Ford fueron un descubrimiento importante que cambió la forma en que los científicos entienden la estructura del universo. La materia oscura representa aproximadamente el 25% de la masa total del universo, y es esencial para explicar la formación de las galaxias y la evolución del universo.

Pero hay más, el hecho de que el universo se expande es algo conocido, sin embargo debido a las fuerzas de atracción gravitacional entre las galaxias esta expansión debería estar frenándose, y sin embargo se está expandiendo y además de manera acelerada. Para justificar esto se se especula con la existencia de una energía oscura que vencería estas fuerzas de atracción.

De hecho, de todas las observaciones, se deduce que sólo un 4% del universo es materia ordinaria, es decir galaxias, estrellas, planetas... un 22% materia oscura indetectable, y el 74% energía oscura.

¿Cómo acabará el universo?

El destino final del universo es un tema incierto que ha sido debatido por los científicos dando lugar, entre otras, a tres teorías principales:

• Big Freeze: Esta teoría sostiene que el universo continuará expandiéndose para siempre, y que las galaxias se alejarán cada vez más entre sí. Con el tiempo, las estrellas se apagarán y los planetas se enfriarán. El universo se convertirá en un lugar frío y oscuro, donde no habrá vida.

• Big Rip: Esta teoría sostiene que la expansión del universo se acelerará cada vez más provocando la muerte "térmica" del universo. Con el tiempo, la energía oscura será tan fuerte que desgarrará la estructura del universo, desde las galaxias hasta los átomos provocando grandes agujeros negros absorbiendo las estrellas apagadas.

• Big Crunch: Esta teoría sostiene que la expansión del universo se ralentizará y finalmente se detendrá. Luego, el universo comenzará a contraerse, y las galaxias se acercarán entre sí. Finalmente, todas las estrellas, planetas y galaxias se colapsarán en un punto singular, y el universo terminará en un Big Crunch. Se especula que, tras ocurrir esto, se producirá un nuevo Big Bang.

¿Volvería a empezar todo?