La historia de la Tierra

Presentación del tema: "La historia de la Tierra"— Transcripción de la presentación:

1 La historia de la Tierra

2 El origen de La Tierra El Universo. Las galaxias. La Vía Láctea.
Las estrellas. El sistema solar: planetas, satélites, asteroides, cometas. El origen del Universo: la teoría del Big bang. Modelos geocéntrico, heliocéntrico y actual. Observación del cielo.

3 El Universo ¿El Universo tiene límites?
El concepto de Universo es el más amplio que existe Se reduce a tres componentes La materia en forma de polvo, estrellas, planetas, etc. La energía de los cuerpos estelares El vacío cósmico ¿El Universo tiene límites?

4 Modelo estándar de la Cosmología:
El Universo En un principio… Modelo estándar de la Cosmología: Toda la materia y la energía del cosmos estaba contenida originalmente en un punto muy pequeño, a elevada presión y temperatura. Hace millones de años >>> BIG –BANG >>> la materia salió lanzada en múltiples direcciones. El Universo comenzó a expandirse y no ha dejado de hacerlo desde entonces. Esta materia proyectada en todas direcciones comenzaría a enfriarse y su fuerza gravitatoria se haría más efectiva. En ese momento las partículas empezarían a juntarse y darían lugar, primero, a la aparición de nubes de gases y polvo; a partir de ellas, posteriormente, comenzarían a formarse estrellas, galaxias,…

5 BIG –BANG

6 El Universo En el momento actual…
es la materia la que se está continuamente transformando en energía (interior de las estrellas) En el futuro… las galaxias podrán seguir expandiéndose indefinidamente o podrán frenarse. Dependerá de que la Velocidad (V) de desplazamiento de las galaxias sea superior o inferior a la atracción gravitatoria (G) que las galaxias ejercen entre sí: Si V > G =Universo en expansión. Si V < G = El desplazamiento se frena y el Universo entra en contracción al juntarse las galaxias. Si V = G = EL desplazamiento se frena y el Universo entra en equilibrio. Según los últimos datos, en el Universo hay suficiente materia como para V < G

7 Las galaxias Grandes conjuntos de estrellas que están acompañadas de polvo, partículas y gases. Están diseminadas por el vacío cósmico y se hallan muy distanciadas entre sí. 1000 millones de galaxias en el universo Pueden contener miles de millones de estrellas muy separadas unas de otras Elementos en movimiento

8 Las galaxias Existe un tipo especial de galaxias que emiten gran cantidad de energía QUÁSARES Los quásares parecen ser los objetos más alejados de nuestra galaxia

9 Las nebulosas Nubes moleculares de gases y polvo que existen en las galaxias. Las nebulosas son el lugar donde se forman actualmente las estrellas.

10 ¿Cómo se miden las distancias en el Universo?

11 1 año luz (a.l.) = 31.536.000 s * 300.000 km/s = 9.460.000.000.000 km
Años Luz 1 año = 365 días * 24 horas * 3600 s = s 1 año luz (a.l.) = s * km/s = km Estrella más cercana al Sol (Alfa Centauri) 4,3 a.l.  Distancia de la estrella Polar 300 a.l.  Longitud de la Vía Láctea a.l.  Galaxia más próxima a la Vía Láctea a.l.  Objetos más lejanos a.l.

12 Ley de la Gravitación Universal
La gravitación es la propiedad de atracción mutua que poseen todos los objetos compuestos de materia. La ley de la gravitación, formulada por Isaac Newton (1684): “la atracción gravitatoria entre dos cuerpos es directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia entre ellos”

13 Ley de la Gravitación Universal
La gravitación es la propiedad de atracción mutua que poseen todos los objetos compuestos de materia. La ley de la gravitación, formulada por Isaac Newton (1684): “la atracción gravitatoria entre dos cuerpos es directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia entre ellos” La ley de Coulomb: “La magnitud de cada una de las fuerzas eléctricas con que interactúan dos cargas puntuales en reposo es directamente proporcional al producto de la magnitud de ambas cargas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que las separa y tiene la dirección de la línea que las une. La fuerza es de repulsión si las cargas son de igual signo, y de atracción si son de signo contrario.”

14 Ley de la Gravitación Universal

15 La Vía Láctea Nuestra galaxia recibe el nombre de Vía Láctea
Pertenece a un pequeño cúmulo denominado el Grupo Local, que a su vez pertenece al llamado supercúmulo de Virgo. Es de tipo espiral y está formada por unos millones de estrellas. Cada 225 millones de años el Sistema Solar completa un giro alrededor del centro de la galaxia. Se mueve a unos 270 km/seg.

16 Según la mitología griega, el dios Zeus tuvo un hijo con una mortal
Según la mitología griega, el dios Zeus tuvo un hijo con una mortal. Cuando Hera, su mujer, se enteró, arrancó el bebé de brazos de su madre mientras lo amamantaba. La leche se derramó y cayó por el cielo. Camino de leche

17 Otras galaxias Andrómeda
Las galaxias más cercanas a la Vía Láctea son las que pertenecen al llamado Grupo Local. Se ven fácilmente con un telescopio de aficionado o incluso a simple vista. Andrómeda 2'5 millones de años luz de la Tierra. Espiral gigante, el doble de tamaño que la Vía Láctea. Es la galaxia más grande del Grupo Local. Cientos de miles de millones de estrellas y gran cantidad de nebulosas. En su centro hay un agujero negro supermasivo. Es muy brillante y es el objeto más lejano que puede verse a simple vista. Se calcula que dentro de unos millones de años, la Vía Láctea y Andrómeda chocarán.

18 Pequeña y Gran Nube de Magallanes:
Otras galaxias Pequeña y Gran Nube de Magallanes: Galaxias satélite de la Vía Láctea (las atrae con su gravedad, y en el futuro formarán parte de ella). Magallanes fue el primer explorador europeo que las observó, en el siglo XVI. La Gran Nube está a años luz de distancia, y la Pequeña Nube a años luz. Son galaxias enanas e irregulares, con muchas nebulosas y estrellas jóvenes.

19 Otras galaxias Triángulo (M33)
La tercera galaxia más grande del Grupo Local, por detrás de Andrómeda y la Vía Láctea. 3 millones de años luz. Forma espiral. Se cree que Andrómeda la atrae con su gravedad, e incluso podría orbitar alrededor de ella.

20 Otras galaxias Galaxia Distancia hasta la Tierra (años luz) Diámetro
Andrómeda Pequeña Nube de Magallanes   15.000 Gran Nube de Magallanes 20.000 Triángulo 50.000 Vía Láctea

21 Las galaxias Movimientos de la Vía Láctea:
Rotación: alrededor del centro de la galaxia. Traslación: las galaxias se mueven unas con respecto a otras. Expansión: las galaxias se separan unas de otras.

22 Las estrellas Astros formados por grandes cantidades de gases (H, He).
Emiten energía en forma de luz y calor Nacen y mueren (viven unos miles de millones de años) Cambio de temperatura y color

23 Las estrellas H + H = He + E
Las estrellas consumen hidrógeno mediante reacciones termonucleares de FUSIÓN de átomos Da lugar a la formación de helio y a la liberación de energía en forma de multitud de diferentes tipos de radiaciones electromagnéticas de diferentes longitudes de onda, entre ellas luz, calor, UV, ondas de radio, etc. H + H = He + E

24 Las estrellas 50 000 ºC 10 000 ºC 5 500 ºC 4 000 ºC 3 000 ºC
Nacimiento a partir de una nebulosa. La fuerza de gravedad hace que el polvo de la nebulosa se unifique, formando una inmensa bola que se va calentando por los choques producidos entre las partículas de la propia nebulosa. La temperatura aumenta con rapidez >>>fusión Evolución: la "vida" de las estrellas depende de la cantidad de materia inicial que posean y de la cantidad de hidrógeno que les quede. Muerte: ENANAS BLANCAS o ROJAS. ESTRELLAS DE NEUTRONES. SUPERNOVAS ºC ºC 5 500 ºC 4 000 ºC 3 000 ºC

25 Las estrellas MUERTE El final de las estrellas depende del tamaño que tuvieran inicialmente: Las estrellas más pequeñas se van enfriando y se encogen hasta convertirse en ENANAS BLANCAS o ROJAS. Finalmente se enfriarán del todo y dejarán de liberar energía, convirtiéndose en cuerpos sólidos y oscuros, como planetas. Las más grandes también se contraen pero, al tener tanta masa, la atracción gravitatoria es tan grande que sufren un colapso y se convierten en ESTRELLAS DE NEUTRONES. Si la masa inicial era muy grande las estrellas pueden tener tal campo gravitatorio que no dejen salir ni su propia luz. De esta manera se convierten en objetos invisibles que pueden atraer y "engullir" a otras estrellas. Estos cuerpos invisibles reciben el nombre de AGUJEROS NEGROS. Existe otro final: en un momento dado de su evolución, una estrella puede sufrir una gran explosión, liberando gran cantidad de energía y arrojando al espacio parte de su masa. Se convierte así en una NOVA o SUPERNOVA, según el tamaño.

26 Las estrellas El diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R): es un diagrama estadístico en el que las estrellas están clasificadas en base a la temperatura y a la luminosidad. Sol

27 El sol Fuente de energía electromagnética (luz y calor)
Estrella amarilla 100 veces > La Tierra ºC en superficie 15 millones de ºC en el interior 5000 millones de años

28 Los planetas Astros sin luz propia que giran alrededor de una estrella. Gaseosos o sólidos Forman parte de un sistema planetario Rotación y traslación

29 Astros menores Satélites: giran alrededor de los planetas. Rotación (1) y traslación (2). Cometas: giran alrededor de estrellas. Formados por hielo, partículas y gases. Asteroides: pequeños cuerpos rocosos. Metros >>Kms Meteoritos: fragmentos rocosos de asteroides o cometas.

30 Astros menores El meteorito que, recientemente, recorrió los cielos de la región rusa de los Urales

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32 Sistema Solar En el brazo de Orión
SOL + planetas y planetoides + asteroides

33 Sistema Solar Gran tamaño y gaseosos Temperatura superficial baja
Planetas exteriores Gran tamaño y gaseosos Temperatura superficial baja Período de traslación varios años Gran número de satélites y anillos Planetas interiores Pequeño tamaño y rocosos Temperatura superficial elevada Período de traslación menor de 2 años Pocos satélites

34 Sistema Solar Teoría Planetesimal
Una nube de gas y polvo cuyas partículas, por efecto de la gravedad, habrían comenzado a juntarse unas con otras, formando una gran masa que habría alcanzado la temperatura suficiente para iniciar las reacciones de fusión, apareciendo una estrella que sería el Sol. El resto de la nebulosa, dispuesta alrededor del Sol, comenzaría a enfriarse y sus componentes moleculares se habrían colocado de acuerdo a su densidad y masa por la atracción gravitatoria solar de la manera siguiente: a.- Los materiales densos serían atraídos con mayor fuerza y quedarían más cerca del Sol, originando los planetas terrestres. b.- Los componentes gaseosos, más ligeros serían atraídos con menos fuerza y quedarían más lejos, originando los planetas gaseosos. c.- Habrían aparecido pequeños cuerpos sólidos de distintos tamaños que se atraerían unos contra otros, uniéndose y formando cuerpos cada vez mayores>>>ACRECIÓN>>> Estos cuerpos sólidos reciben el nombre de planetesimales. d.- Finalmente estos planetesimales irían formando grandes cuerpos que terminarían dando los planetas. Los asteroides son planetesimales que sobraron y no llegaron a formar  parte de ningún planeta de tipo terrestre. Más allá de Neptuno quedaron restos gaseosos congelados formando los cometas. Los satélites más grandes se formarían igual que los planetas y otros serían asteroides y cometas capturados.

35 Modelo geocéntrico vs Modelo heliocéntrico
Sistema Solar Modelo geocéntrico vs Modelo heliocéntrico Aristóteles y Ptolomeo (siglo II dC) Tierra en el centro Luna > Mercurio > Venus > Sol > Marte > Júpiter > Saturno Estrellas fijas en el exterior Copérnico (siglo XVI) Sol en el centro Órbitas como circunferencias perfectas Estrellas fijas en el exterior Epiciclo Deferente

36 Sistema Solar

37 Sistema Solar P2 = K r3 Modelo actual Leyes de Kepler (siglo XVII)
Primera Ley: Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas, estando el Sol situado en uno de los focos. Segunda Ley: El radio vector que une el planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales. Los planetas se mueven más rápido cuando están cerca del Sol. Tercera Ley: Para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol) es directamente proporcional al cubo de la distancia media con el Sol , donde, P es el periodo orbital, r la distancia media del planeta con el Sol y K la constante de proporcionalidad. P2 = K r3

38 La Tierra Distancia respecto al Sol: 150 millones de kms.
Volumen respecto al Sol: 1 millón de veces menor ¾ partes es agua Forma de geoide (achatada por los polos) Diámetro: kms. 15ºC de temperatura media

39 La Luna Distancia respecto a la Tierra: 384.000 kms. Rocoso
Sin atmósfera Temperatura entre -150 y 100 ºC Relieve Mares: llanuras de polvo Montañas: elevaciones del terreno Cráteres: hundimientos del terreno

40 La observación del cielo
Observatorio del Teide en Tenerife Observatorio del Roque de los Muchachos en La Palma Observatorio Hispano-Alemán de Calar Alto en Almería

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