La descarga está en progreso. Por favor, espere

La descarga está en progreso. Por favor, espere

Esta historia recorre caminos dispares. En algunos tiempos se priorizó la reflexión, inclusive una reflexión religiosa; en otros en cambio fue la observación.

Presentaciones similares


Presentación del tema: "Esta historia recorre caminos dispares. En algunos tiempos se priorizó la reflexión, inclusive una reflexión religiosa; en otros en cambio fue la observación."— Transcripción de la presentación:

1

2 Esta historia recorre caminos dispares. En algunos tiempos se priorizó la reflexión, inclusive una reflexión religiosa; en otros en cambio fue la observación de fenómenos astronómicos la que condujo al pensamiento y deducciones. Muchos modelos teóricos se expusieron para explicar los movimientos de los astros; modelos que eran más artísticos que científicos; otras veces fundamentados en complejas ecuaciones matemáticas y sus posibles soluciones (en plural). Aún ante esta rica diversidad de ideas, pareceres y pruebas físicas, poco sabemos aún del Universo; solo conocemos un 23% del que vemos un 4%. Hay un 73% restante que no sabemos de qué está hecho. Le llaman la quintaesencia, el quinto elemento o la energía oscura. De todos modos pienso que hoy tenemos una idea mucho más ajustada que la de nuestros antepasados. Es una Historia tan rica y larga que nos obliga a exponer aquí solamente los puntos más significativos, dejando al lector que busque más información para poder profundizar en ellos. Me llamo Isaac Rigelstein, soy profesor en la Cátedra de Astronomía de la Universidad de Tel Aviv y seré tu guía en esta historia del Universo. Comencemos explicando que consideramos al Universo a la suma total de masa y energía existentes.

3 Las primeras civilizaciones vieron al Universo como una gran esfera sólida (de hierro según los egipcios y de cristal según los griegos) a la que llamaban firmamento. Esta esfera contenía a las estrellas. En el centro estaba la Tierra inmóvil y a su alrededor se movían unos pocos cuerpos: los planetas, el Sol y la Luna.

4 Esa humanidad nada sabía sobre la naturaleza de los astros. Las estrellas eran para algunos lámparas que los dioses habían colgado del firmamento formando figuras para ayudar a reconocer las épocas del año y facilitar la orientación de los viajeros. Para los antiguos hebreos, eran los ángeles de Dios cuyas corazas reflejaban por la noche la luz del Sol.

5 Los astros estaban divididos en dos bandos: los fijos, que eran las estrellas, siempre guardaban la misma posición relativa entre ellas. Las constelaciones no sufrían cambios deformantes. Pero había otros 7 que no permanecían quietos: los planetas, nombre que deriva de un término griego que significa vagabundo. Estos cuerpos erráticos, constituían el mayor de los misterios por entonces a resolver. Se los veía tanto avanzar como retroceder (o retrogradar). Fueron asociados con los dioses, y hasta hoy llevan sus nombres, inclusive se sigue todavía con la costumbre de nombrarlos así, a medida que se los va descubriendo. Debemos destacar que en el contexto antiguo, el Sol y la Luna eran considerados planetas.

6 Como no existía el concepto de gravitación, los planetas no podían flotar en la nada sino que debían estar adheridos a algo. Pitágoras (siglo V A.C.) creó un modelo de sucesivas esferas para cada cuerpo. En la última estaban las estrellas. Al moverse estas esferas, producían una música celestial (que por cierto ningún griego escuchaba).

7 Para Filolao, que fuera discípulo de Pitágoras, había en el Universo dos fuegos: uno central alrededor del cual se movían los planetas, inclusive la Tierra como más cercano al centro, y otro más allá del firmamento. De hecho las estrellas eran agujeros por donde se colaba la luz de este segundo fuego. Lo interesante de este modelo es que al menos se concibe un movimiento para la Tierra.

8 Siguiendo un esquema tradicional, Aristóteles distribuye los astros en 9 esferas concéntricas en la Tierra. En la 9na, se encuentra la divinidad, creadora del mundo, el Primer Motor que mueve al resto de las esferas. Este modelo antropocéntrico no obstante es el que más distancia a la humanidad de Dios. Posteriormente Aristóteles lo complicaría aumentándolo a 54 esferas ante el intento de explicar los zigzagueos planetarios.

9 Una única esfera solo permite un movimiento circular del planeta en torno al centro. Esto sería válido para el Sol y la Luna, pero no para el resto de los planetas, que presentan retrogradaciones. Para explicarlas, la esfera única fue sustituída por una serie de esferas. El diámetro eje de giro de cada una se prolonga y fija en otra. Así las varias esferas se mueven en torno a ejes independientes, logrando una trayectoria planetaria bien compleja. Eudoxo propuso 27 esferas, Calipo las aumentó a 34 y Aristóteles a 54.

10 Puede que el cristianismo, cuando irrumpiera en el mundo greco-romano, haya modificado los aspectos morales del pensamiento humano, pero poco hizo en el plano científico. Los planetas dejaron de ser dioses, entre ellos el Sol, y por tanto era positivo creer que Dios había puesto a la humanidad en el centro de la Creación. El antropocentrismo cobró nuevas fuerzas. Me atrevería a decir que en la práctica defendió las ideas de dos líderes diferentes: Jesucristo el líder doctrinal y el conocimiento griego como líder científico, y respaldara el sistema astronómico de Tolomeo por ser más moderno y ya elaborado en tiempos cristianos. No en vano Umbero Ecco lo deja ver en su novela El nombre de la Rosa. Con el tiempo la Iglesia demostraría su parecer contrario a las ideas de desplazar al hombre del centro del Universo.

11 En una actitud netamente escolástica, San Agustín (finales del siglo IV) vuelve al concepto de Tierra plana abandonado por los griegos. El mundo tiene forma de altar; hay agua por encima del firmamento y debajo de la Tierra. Es que en su época, se había llegado a la conclusión de que las verdades estaban escritas en las Sagradas Escrituras. Por tanto no era necesario buscarlas observando los fenómenos naturales. Dos siglos después, el monje Cosmas, dirá que la Tierra es un rectángulo cuyo largo es el doble del ancho. En medio del agua hay dos continentes: la Tierra que habitamos y el paraíso. La bóveda es un medio cilindro y los ángeles mueven los astros. Santo Tomás de Aquino ( mediados del siglo XIII ) retoma felizmente la idea de priorizar la observación. La Tierra es nuevamente esférica pero se duda que haya vida en las antípodas. Parece que el cristianismo apunta a atender primero las necesidades morales de la humanidad, antes que las científicas.

12 Los modelos de Universo que se construían en la antigûedad eran todos geocéntricos y sus órbitas circulares. Como ya lo planteáramos, eran más artísticos que científicos. De todos ellos, el del astrónomo griego alejandrino, Claudio Tolomeo (siglo II D.C.) mantuvo su vigencia por 15 siglos. Los planetas se movían en dos órbitas: la pequeña o epiciclo y la grande, el deferente. Cuanto más alejado se encontraba el cuerpo del centro, más lento era su movimiento. Pero curiosamente lo más alejado de todo, el firmamento, cumplía una vuelta más rápido que todo el resto, en 24 horas.

13 El resultado de este doble movimiento planetario era una curva cuyos bucles apuntaban hacia la Tierra. Pese a que el mundo lo adoptó, el modelo no lograba predecir con éxito las posiciones planetarias. Es así que fue modificado hasta convertirse en algo tan complejo, que los astrónomos comenzaron a buscar otras soluciones alternativas que resultaran más simples. deferente epiciclo Tierra

14 En el Renacimiento, unos 1500 años después de Tolomeo, el cura astrónomo polaco Nicolás Copérnico, encontró que los movimientos observados de los planetas, podían explicarse sencillamente si el centro del sistema fuera el Sol en lugar de la Tierra. Este sistema heliocéntrico no es para Copérnico más que una posibilidad a ser tenida en cuenta. Moriría poco después sin saber lo muy acertado que estuvo. Inclusive sus ideas llegaron a nosotros gracias a que sus amigos y discípulos lo convencieron de que las publicara (cosa a la que siempre se resistió). Cuentan que su muerte se produjo mientras su libro estaba siendo impreso, en 1543, así que casi no entra en la Historia. El mundo supo sus ideas a posterior de fallecido.

15 Aún siendo novedoso y simple, no lograba ser del todo satisfactorio. Y ningún modelo lo sería mientras las órbitas siguieran siendo circulares. Las estrellas continúan ocupando la esfera rígida (el firmamento) que en este modelo, resulta estática pues Copérnico razona: si a más distancia del centro, más lento se mueven los cuerpos, las estrellas resultan estar en una esfera fija.

16 SATÉLITES DE JÚPITER Unos 70 años después, el astrónomo italiano Galileo Galilei, observa en 1609 por primera vez el cielo con un telescopio. Descubre que Venus tiene fases y satélites que se mueven en torno a Júpiter. Las fases planetarias denuncian carencia de luz propia, o sea que Venus brilla por reflejo del Sol; por tanto los planetas son similares a la Luna, que a su vez mucho se parece a la Tierra. Los satélites de Júpiter constituyen un sistema independiente pues no se mueven alrededor de la Tierra. Así concluye que Copérnico tenía razón. Es más, las fases de Venus suponen un movimiento del planeta alrededor del Sol y no de la Tierra. Y si Copérnico tenía razón, la Tierra rota sobre si misma y describe una órbita alrededor del Sol.

17 Hasta ahora, ningún modelo astronómico se había ajustado a la realidad observada en la Bóveda. El astrónomo alemán Johannes Kepler, contemporáneo de Galileo, basado en las posiciones de Marte determinadas por otro astrónomo, el danés Tycho Brahe, ensaya con otras formas y publica en 1609, que los planetas describen órbitas elípticas alrededor del Sol, que se encuentra ubicado en uno de los focos. La velocidad con que el planeta orbita no es constante (Kepler desconoce la causa); aumenta en el perihelio y disminuye en el afhelio. También, luego de varios años de estos enunciados, descubre la tan buscada relación de armonía entre período orbital y distancia media al Sol.

18 Isaac Newton realizó enormes aportes al conocimiento del cosmos. Enunció la ley de Gravitación Universal en 1687, según la cual, los cuerpos en el espacio interactúan atrayéndose con una fuerza directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que las separa. Esta ley permite calcular las masas de los astros y ayuda a comprender no solo los movimientos planetarios explicitados por las leyes de Kepler, sino también una gran cantidad de fenómenos que van desde el nacimiento de una estrella, la formación de Galaxias, de agujeros negros y hasta la posible evolución del Universo. Construye un telescopio usando un espejo cóncavo que da mejores imágenes; sugiere que el Sol sea posiblemente una estrella cercana a la Tierra y analiza la descomposición de la luz que daría posteriormente origen a la técnica de la espectroscopía. m m d F = G m x m 2 d

19 Contemporáneo y amigo de Newton, Edmond Halley, astrónomo británico, determina entre 1676 y 1679, que las posiciones de algunas estrellas, difieren de las que figuran en el catálogo griego hecho por Hiparco unos 2000 años antes. Deduce así que si bien el ojo humano no detecta movimientos propios de las estrellas, éstas los tienen y quedan al descubierto cuando se recalculan sus posiciones luego de un lapso de miles de años. Entonces si las estrellas se han movido, es que no están adheridas a ningún cielo rígido, o sea que el firmamento concebido durante tantos siglos ¡ no existe !

20 Por la noche es fácil ver que la distribución de las estrellas en la bóveda no es uniforme. Existe una franja de cielo, donde claramente éstas se amontonan y que por su aspecto blancuzco fue bautizada por los griegos Galaxias Kyklos (círculo lácteo) y por los romanos Vía Láctea. Observada por el astrónomo William Herschel, éste deduce en 1785, que el Universo tiene forma de disco abultado en cuyo centro está el Sol. En esa época todo lo que existía, formaba parte de la Vía Láctea, que es sinónimo de Universo.

21 Pero con el tiempo, alrededor de 1920, el astrónomo norteamericano Harlow Shapley, deducirá que por la posición que ocupan los objetos prominentes de la Vía Láctea, principalmente los cúmulos de estrellas, el Sol no puede estar en el centro. Estos cúmulos son globos formados de miles de estrellas cuyo nacimiento fue simultáneo. Son objetos que orbitan en torno al centro galáctico y que no aparecen distribuidos alrededor del Sol sino en la dirección de la constelación de Sagitario. Así conocida la distancia a los cúmulos, se estima que el Sol está a unos AL del centro de la Vía Láctea AL

22 Para comprender el Universo, debemos partir de la hipótesis de que en éste se dan ciertas propiedades como ser: Homogeneidad: todo el Universo está constituido de lo mismo y la materia se distribuye uniformemente, más allá de las irregularidades locales. Isotropía: tiene el mismo aspecto no importando de donde se lo observe. Universalidad: en todo el Universo se cumplen las mismas leyes físicas. De acuerdo a esto, las geometrías posibles del Universo son 3: Universo plano o Euclidiano Tal vez sea la forma más elemental de concebir al Universo. Es infinito. La luz viaja en línea recta sin retornar al punto de partida. En dimensiones pequeñas como la del Sistema Solar, es la geometría que parecería tener.

23 Ya en el siglo XIX, el matemático alemán Georg Riemann, sugirió en 1854 la posibilidad de un Universo esférico (radio de curvatura positivo), que resultaría finito pero ilimitado y en el que la luz describe una trayectoria circular. Otra sugerencia (anterior) fue la del matemático ruso Nikolai Lobachevsky en 1829, de un Universo infinito hiperbólico (radio de curvatura negativo) donde la luz si bien se curva, nunca regresa al punto de partida.

24 La posterior Teoría de la Relatividad de Einstein, revitalizó estos modelos pues se demostró durante un eclipse de Sol en 1919, que la luz se curva en el espacio ante la presencia de masas que ejercen una atracción gravitatoria. La densidad de masa del Universo determinaría pues si la curvatura es positiva o negativa. Posición observada Posición verdadera Sol eclipsado

25 Las ecuaciones relativistas poseen varias soluciones. Einstein encuentra en 1915, soluciones que apuntan a un Universo estático. El cosmólogo holandés Willem de Sitter, demuestra en 1917 que esas mismas ecuaciones admiten soluciones para un Universo vacío en expansión. Por su parte en 1922 el matemático ruso Alexander Friedman, advierte una solución mejor: el Universo puede expandirse sin necesidad de ser vacío. Esta última encaja bien con el alejamiento observado de las galaxias. Es que a posterior de estas especulaciones matemáticas se descubrió que... El Universo es cerrado y estático. También puede expandirse si es que está vacío Puede expandirse aún conteniendo materia. Los modelos que pretenden mis colegas resultan inestables.

26 ... una serie de manchas vistas en los telescopios, no eran nubes cósmicas sino objetos externos a la Vía Láctea y similares a ésta. Los modernos telescopios resolvían mejor los objetos y permitía ver estrellas agolpadas donde antes solo se veían manchas difusas de luz. En opinión del astrónomo norteamericano Edwin Hubble son galaxias. A partir de 1930, las dimensiones del Universo adquieren proporciones insospechadas hasta el momento. La Vía Láctea pasa a ser una componente más y no el todo como se creía. Las galaxias son consideradas Universos Islas.

27 Antes que las galaxias fueran reconocidas como tales, ya se sabía que presentaban espectros con sus líneas corridas hacia el rojo. Según el efecto Doppler-Fizeau, esto se debe a un alejamiento o recesión de las mismas. O sea que las galaxias se estarían separando unas de otras mostrando una evidente expansión del Universo como sugieren las soluciones de Friedman. Los astrónomos norteamericanos Slipher y Humason, midieron entre 1912 y 1928 algunas de estas velocidades. Las más lejanas se separan más rápido que las más próximas a la Vía Láctea. Se establece una relación distancia- velocidad conocida como Ley de Hubble.

28 El Abad católico Georges Lamaitre de Bélgica, elaboró una hipótesis sobre el origen y evolución del Universo que denominó hipótesis del huevo cósmico, aunque en el mundo se la conoce por Big Bang (gran estallido) como la llamara el astrónomo ruso George Gamow defensor de la misma y quien introdujera algunas modificaciones. Según ésta, en su estado original, todo el Universo se concentraba en un punto que de pronto comenzó una rápida expansión apreciable actualmente en el movimiento de separación que experimentan las galaxias.

29 1er Etapa: Inflación. Tiempo 0 a 1 seg.(hace unos 15 mil millones de años). Universo concentrado en un punto de infinitamente alta densidad de partículas de materia y energía. La temperatura es extremadamente alta. Comienza la expansión rápida. El instante en que comienza la expansión resulta invisible pues el Universo no es aún transparente para la energía que está atrapada por la alta densidad de materia. Se producen varias etapas: -Era de Planck: el Universo es tan grande como un núcleo atómico. -Era de los Quarks: Universo compuesto por quarks libres. -Era de los hadrones: aniquilación de materia y antimateria. -Era de los leptones: rápida expansión y enfriamiento. Equilibrio térmico de electrones, positrones, neutrinos y fotones. 0 1s inflación Big Bang

30 2da etapa: dominio de la radiación (1 seg. a de años) 1/ de segundo después. Se forman los primeros protones y neutrones. -nucleosíntesis primaria Protones y neutrones originan núcleos de helio, deuterio y litio aunque lo más abundante serán los núcleos de hidrógeno seguidos de los de helio. -desacople años después. La densidad de materia ha bajado y permite el escape de la energía. El Universo se vuelve transparente dando origen a la radiación de fondo. Su temperatura es de unos 3000 K. 0 1s años inflación radiación Big Bang años Desacople

31 3er etapa: dominio de la materia (más de de años hasta hoy) La temperatura es inferior a 3000 K Aparecen los primeros átomos unos de años después. Formación de las primeras estrellas unos de años después. En la actualidad la temperatura del Universo es de unos 3 K y siguen naciendo estrellas de las nebulosas. 0 1s años hoy inflación radiación materia 15 mil millones de años Big Bang Primeros átomos primeras estrellas años años años Desacople

32 -La radiación de fondo: es el eco de la gran explosión que se origina en el instante del desacople. Entra en la banda de las Ondas de Radio y se recibe desde todas direcciones. -La abundancia cósmica de sustancias concuerda con las predicciones de la teoría. -Expansión comprobada del Universo por el corrimiento al rojo de los espectros de las galaxias. -La estructura del Universo a gran escala coincide también con la teoría.

33 ¿Se expandirá para siempre nuestro Universo o en algún momento se revertirá la situación? La evolución depende de la densidad de masa pero que no sabemos plenamente cuál es. Para cierto valor conocido como densidad crítica ( 3 átomos de H por metro cúbico aprox.), la fuerza gravitatoria que genere la masa, sería capaz de frenar la expansión. Así es posible que se den 3 situaciones: Si llamamos al cociente entre densidad de masa del Universo y densidad de masa crítica tendremos:

34 Densidad de masa del Universo = densidad crítica La fuerza gravitatoria disminuye paulatinamente el proceso de expansión que se retarda hasta ser nula. El Universo aumenta la separación entre objetos hasta cierto nivel en el que se volverá estático. El espacio resulta ser Euclidiano.

35 Densidad de masa del Universo por debajo del valor crítico El Universo es abierto del tipo hiperbólico y se expande por siempre pues la fuerza gravitatoria no puede frenar el proceso. Sufrirá un Big Chill (gran enfriamiento).

36 Densidad de masa del Universo por encima del valor crítico El Universo es cerrado y se expande hasta cierto punto a partir del cual la fuerza gravitatoria lo obliga a contraerse. Esta segunda etapa es llamada Big Crunch (gran contracción).

37 Los últimos datos recabados dan a entender que el universo no sería isótropo según la radiación de fondo recibida. También se ha observado una expansión acelerada, contrario a lo que se esperaba. La densidad estaría de 10 a 1000 veces por debajo del valor crítico de 3 átomos por metro cúbico. La densidad de materia del Universo es difícil de establecerse dado nuestro desconocimiento de cerca de un 70 % del mismo. Las generaciones futuras tienen aún mucho para resolver de nuestro aún no plenamente conocido Universo.


Descargar ppt "Esta historia recorre caminos dispares. En algunos tiempos se priorizó la reflexión, inclusive una reflexión religiosa; en otros en cambio fue la observación."

Presentaciones similares


Anuncios Google