El universo. HISTORIA DE LAS IDEAS ACERCA DEL UNIVERSO.

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1 El universo

2 HISTORIA DE LAS IDEAS ACERCA DEL UNIVERSO

3 Ideas míticas Las primeras civilizaciones de la Antigüedad, tenían era un visión mítica del mundo. La cosmografía de esta época se basaba en intentar comprender cómo se sostenía el Universo y en la explicación de los movimientos del sol, la luna y los planetas visibles a simple vista. Estas teorías acerca del Universo se basaban en la observación de el sol que domina todo y proporciona la vida, las estaciones, la noche y el día, etc.

4 Lo observado

5 Naturaleza y religión Los hombres tenían que entender el mundo para sobrevivir. Empieza a mezclarse la Astronomía con la Astrología. Se estudiaban los astros porque se consideraba que en ellos se podía leer el futuro. Los movimientos de las estrellas anunciaban acontecimientos, Astronomía Astrología La Astronomía estudiaba el movimiento de los astros y la Astrología, como nos afectaban dichos movimientos.

6 Astrología vs Astronomía Vs

7 Primeros modelos del Universo Se basan en la observación mezclada con los mitos religiosos. Predomina lo astrológico sobre lo astronómico; lo mítico y religioso sobre lo filosófico; lo imaginario e intuido sobre lo estrictamente descrito o formalizado. Describen un Universo plano, geocéntrico, finito y con límites precisos. Universo caja Es el llamado Universo caja en sus distintas versiones

8 Modelos de universos míticos: Universo caja

9 ¿Cómo se sostiene el mundo? ¿A dónde va el Sol de noche?

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11 Del mito al logos

12 Los modelos míticos dejaban muchas cosas sin explicación y muy pronto surgen pensadores que no se conforman con ellos. Por ejemplo: ¿Dónde se apoyaba el Universo? ¿Cómo se explicaban los movimientos del Sol, la Luna, los planetas... así como algunos testimonios sobre la esfericidad de la Tierra?

13 ¿Será la Tierra plana?

14 Eratóstenes Eratóstenes (276-195? a.C.) describió la forma esférica y el tamaño de la Tierra; Aristarco de Samos Aristarco de Samos (310-230 a.C.): calculó los tamaños y las distancias del Sol y la Luna; fue el primero del que se tiene noticia que postuló un modelo heliocéntrico del Universo. Hiparco Hiparco (190-120 a.C.): descubrió el movimiento de precesión de los equinoccios. Comienza la Ciencia

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16 Geocentrismo Tierra en el centro del Universo La Teoría geocéntrica : Teoría que coloca a la Tierra en el centro del Universo y los astros, incluido el Sol, girando alrededor de ella. Aristóteles (384 a. C.-322 a. C.) pensó en un modelo del Universo tal y como lo captan nuestros sentidos: La Tierra en el centro del Universo y el resto de los astros girando a su alrededor en esferas cristalinas perfectas. bóveda celeste Las estrellas giraban todas fijas en la esfera más grande y alejada: la bóveda celeste. Era, por tanto, un Universo esférico y finito.

17 Geocentrismo Había dos tipos de astros: estrellas Los que giran en órbitas circulares perfectas alrededor de la Tierra ( estrellas ) estrellas errantes o planetas Los que describen órbitas singulares, pareciendo que se mueven al azar ( estrellas errantes o planetas ) Vieron cinco planetas a los que, ahora, conocemos por sus nombres romanos: mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno.

18 Geocentrismo Claudio Ptolomeo (100 d.C. – 170 d.C) modificó el modelo aristotélico introduciendo los epiciclos : Las estrellas giran alrededor de la Tierra en círculos perfectos Las estrellas errantes o planetas giran describiendo epiciclos.

19 Modelo geocéntrico

20 Heliocentrismo Después de la caída del imperio romano (476) la astronomía cayó en el olvido al igual que otras ciencias. Hubo que esperar otros 1000 años, 1400 después de Ptolomeo, para que las ideas heliocéntricas vieran la luz (descontando a Aristarco de Samos). Nicolás Copérnico El que se considera creador de la teoría y principal exponente fue el eclesiástico polaco Nicolás Copérnico (1473 - 1543).

21 La revolución copernicana cambiar la Tierra por el Sol, como centro del Universo La revolución copernicana consistió en cambiar la Tierra por el Sol, como centro del Universo. Le parecían muy complicados los epiciclos que los planetas describían en el modelo de Ptolomeo y estudiando como podían simplificarse los movimientos, se encontró con que todo se solucionaba poniendo el Sol en el centro. Este sencillo movimiento en el modelo significó que la Tierra ya no era el centro del Universo. La revolución copernicana: Copérnico

22 La Tierra giraba junto con el resto de los planetas alrededor del Sol. Además describía un giro sobre sí misma cada 24 horas lo que significaba que: El movimiento de las estrellas era una ilusión creada por la rotación de la Tierra. La bóveda celeste permanecía quieta, éramos nosotros los que nos movíamos. La revolución copernicana: Copérnico

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24 Ahora los planetas giraban en órbitas circulares perfectas, sin necesidad de los complicados epiciclos. Los más cercanos al Sol tardaban menos en recorrer sus órbitas que los más lejanos, hallando así una conexión armoniosa entre el tamaño de la órbita y su duración. Todo era más perfecto con el Sol en el centro. La revolución copernicana: Copérnico

25 Aparte de ver que el Sol era el centro del Universo, Kepler se dio cuenta de que la idea de los movimientos circulares era errónea. movimiento elíptico La idea del movimiento elíptico era menos perfecta (desde Aristóteles se consideraba el círculo como la forma más perfecta existente), pero se acomodaba mejor a los datos. La revolución copernicana: Kepler

26 La revolución copernicana: Kepler 1ª ley Johannes Kepler (1571-1630) buscó leyes de regularidad que explicasen los movimientos observados. En 1609 publicó sus dos primeras leyes: La 1ª ley pertenece al ámbito de la geometría y derrumbó la supuesta perfección de la esfericidad de las órbitas planetarias: las órbitas de los planetas son elípticas y el Sol está en uno de sus focos.

27 También descubrió en su 2ª ley que la velocidad del planeta varía a lo largo de su órbita siendo más rápida cuanto más cerca se encuentra del Sol y más lenta cuanto más lejos está. Es decir: tarda lo mismo en recorrer P1 P2 que en recorrer P3 P4 o P5 P6 La revolución copernicana: Kepler 2ª ley

28 Estudió las teorías de Copérnico y Kepler y las demostró. Lo hizo observando los cielos con un instrumento que ya existía, pero que él perfeccionó: el telescopio. Consiguió una capacidad nueva: 30 aumentos. Gracias a este instrumento vio el Universo como nunca antes se había visto y descubrió astros y fenómenos nuevos: La revolución copernicana: Galileo

29 Vio muchas estrellas nuevas, entendiendo que el universo era más que el Sistema Solar. Vio los cráteres de la Luna. Contempló satélites alrededor de Jupiter. Vio los anillos de Saturno. Comprobó sin lugar a dudas que Venus gira alrededor del Sol. Las ideas de Copérnico y Kepler dejaron de ser ideas para pasar a ser hechos observados. La revolución copernicana: Galileo

30 Aunque al principio acogió bien sus teorías, la Iglesia, que se sentía débil en pleno cisma anglicano y no podía permitirse más ataques a sus dogmas, acuso de hereje a Galileo y lo sometió a un proceso en 1633. Arrodillado ante el tribunal renunció a sus ideas, aunque en secreto siguió estudiando. La revolución copernicana: Galileo

31 El Universo de Newton Teoría de la Gravitación Universal Una misma ley: para los cielos y para la Tierra

32 Isaac Newton consiguió un sistema que lo explica todo Newton consiguió crear una física unificada del cielo y de la Tierra, un sistema que lo explica todo. las mismas leyes explicó el movimiento de los astros y el de los proyectiles o las manzanas Con las mismas leyes explicó el movimiento de los astros y el de los proyectiles o las manzanas. utilizó las matemáticas para describir el Universo Fue el primero que utilizó las matemáticas para describir el Universo. Unió las teorías de Kepler y Galileo y vio que lo que hace que los planetas giren en torno al Sol, más rápido cuanto más cerca están de él es lo mismo que hace que los cuerpos caigan en la Tierra.

33 Newton y la gravedad la gravedad El secreto de todo está en la gravedad que es la fuerza que lo mantiene todo en su sitio. La gravedad es la soga que impide que los objetos y los astros salgan despedidos hacia el espacio exterior. La gravedad es la energía que mantiene la forma del Universo. Representó dicha fuerza con una expresión matemática demostrable.

34 Ecuación matemática de la gravedad

35 Newton y la gravedad La gravedad explica todo tipo de movimiento en el Universo La gravedad explica todo tipo de movimiento en el Universo: las mareas, el giro de planetas y satélites, la caída de los cuerpos en la Tierra, e incluso la forma de la Tierra. Todo lo que tiene masa ejerce una fuerza de atracción sobre todo lo que tiene masa. A pesar de todo él no pudo explicar cómo funciona la gravedad.

36 El Universo de Newton El Universo de Newton está regido por las mismas leyes: Es infinito y es eterno. Está conformado por la intersección de tres conjuntos independientes e infinitos a su vez: Está conformado por la intersección de tres conjuntos independientes e infinitos a su vez: el espacio absoluto. el espacio absoluto. el tiempo absoluto. el tiempo absoluto. la materia la materia.

37 Los científicos clásicos Copérnico Galileo Newton Kepler

38 Nace el Universo moderno: hacia el Big Bang

39 Albert Einstein creía en un Universo eterno, infinito e inmutable A pesar de que sus estudios le demostraban lo contrario, Einstein creía en un Universo eterno, infinito e inmutable. unificó el espacio y el tiempo Einstein unificó el espacio y el tiempo. La geometría del universo de Einstein es tetradimensional La geometría del universo de Einstein es tetradimensional (el tiempo está integrado en ella como una cuarta dimensión). De esta forma la geometría (medida del espacio y el tiempo) de la Tierra será diferente a la de Júpiter.

40 La relatividad especial Relatividad especial publicada en 1905 La teoría de la Relatividad especial, que fue publicada en 1905, establece: El tiempo depende de la velocidad. En un avión, un reloj va más despacio y se retrasa. La longitud de los cuerpos es más corta en movimiento que en reposo. La masa también varía si está en movimiento volviéndose más pesada y, por lo tanto, con más energía cinética. Estableció la equivalencia entre la masa y la energía con la ecuación más famosa del mundo: E = mc 2

41 La relatividad especial No se puede superar la velocidad de la luz. De toda la teoría se deduce que el tiempo y el espacio no son independientes, sino partes de un mismo tejido. Cuando nos movemos en uno, nos movemos también en otros. Si se deforma uno, se deforma el otro.

42 El tejido tiempo-espacioEspacioTiempo

43 La relatividad general Relatividad General La teoría de la Relatividad General se publicó en 1916 ante la necesidad de introducir un parámetro que había quedado fuera de la relatividad especial: la gravedad. la gravedad no solo afecta a los cuerpos, sino también a la luz. Lo más importante fue establecer que la gravedad no solo afecta a los cuerpos, sino también a la luz. La desviación que sufre luz de una estrella al pasar junto al sol nos hace verla en una posición falsa La desviación que sufre luz de una estrella al pasar junto al sol nos hace verla en una posición falsa. Se demostró en 1919 en un eclipse total de sol. Einstein se hizo famoso y recibió el Nobel en 1921.

44 La relatividad general

45 Durante el eclipse se pudo fotografiar estrellas que se sabía que estaban detrás del Sol.

46 La relatividad general

47 La gravedad parte del espacio-tiempo. la gravedad es una deformación de dicho tejido en la que los cuerpos se ven atrapados y obligados a girar La relación de la gravedad con el tejido espacio tiempo supone que la gravedad es una deformación de dicho tejido en la que los cuerpos se ven atrapados y obligados a girar. Cuanto mayor es la masa, mayor es la deformación Cuanto mayor es la masa, mayor es la deformación y más fuerte el efecto de la gravedad. Los cuerpos se mueven por las curvas de esas deformaciones Los cuerpos se mueven por las curvas de esas deformaciones llamadas “Ondas gravitacionales” recientemente descubiertas (11 de febrero de 2016).

48 La gravedad en el tejido espacio-tiempo

49 Los cuerpos giran en las deformaciones

50 La Tierra gira alrededor del Sol

51 El átomo primigenio

52 George Lemaître En 1927, George Lemaître, publicó un informe en el que resolvió las ecuaciones de Einstein y sugirió que el Universo se estaba expandiendo. Si el Universo se expande y, por lo tanto, es ahora más grande que antes, en su origen, sería increíblemente pequeño. átomo primigenio Lo llamó átomo primigenio y era muy caliente y muy denso y explotó por ser muy inestable.

53 Edwin Hubble En la década de los 20 del siglo pasado ya se sabía que el Universo no era solo el Sistema Solar. Era… la Vía Láctea. Hubble descubrió que Andrómeda (que se consideraba un cúmulo de polvo de estrellas dentro de la Vía Láctea) era en realidad otra galaxia a un millón de años luz. Después descubrió más galaxias.

54 Hubble y la expansión Una vez descubiertas las galaxias, estudió su comportamiento y llegó a la conclusión, en 1929, de que todas se alejan de la Via Láctea y también se alejan unas de otras.

55 Arno Penzias y Robert Wilson En 1964, los ingenieros Arno Penzias y Robert Wilson detectaron, de forma casual, una débil radiación que parecía provenir, con la misma intensidad, de todas las direcciones del Universo. Radiación Cósmica de Fondo Era la Radiación Cósmica de Fondo, el eco del Big Bang, que había sido predicha por la teoría del Big Bang. Por el descubrimiento obtuvieron el Nobel en 1978. Demostrando el Big Bang

56 El futuro del Universo

57 densidad del Universo El futuro del Universo se supone dependiente de la densidad del Universo densidad crítica Hay una densidad crítica a partir de la cual la gravedad superará a la fuerza de expansión Tres son los posibles escenarios del futuro del Universo: Big Chill (el gran enfriamiento) Big Crunch (la gran contracción) Big Rip (el gran desgarramiento)

58 Big Chill Si la materia-energía del Universo es insuficiente para alcanzar la densidad crítica, la fuerza de la gravedad no superará a la de expansión. El Universo se expandiría eternamente El Universo se expandiría eternamente, enfriándose cada vez más hasta que todo su contenido se apague.

59 Big Crunch la fuerza de la gravedad frenará la expansión Si la materia-energía del Universo es suficiente para superar una densidad crítica, la fuerza de la gravedad frenará la expansión. gran contracción o Big Crunch El Universo se expandirá hasta un punto en el que se producirá el proceso inverso, una gran contracción o Big Crunch. La gran contracción recorrería el camino inverso, la materia se iría juntando de nuevo y se llegaría de nuevo a concentrar en un único punto. Universo pulsante Aquí una posibilidad sería un Universo pulsante sometido a infinitos ciclos de expansión- contracción.

60 Big Rip la energía oscura Es la situación de un Universo próximo a la densidad crítica pero en el que la energía oscura superará con creces a la fuerza de la gravedad. Esto provocará una expansión muy acelerada que en un instante determinado originará una voladura en pedazos (desgarramiento) en la que se destruirá todo, incluso los átomos y las partículas subatómocas. energía oscura Se definió esta hipótesis al observar que el Universo se expande cada vez más deprisa y se define la energía oscura como la energía que lo hace posible.

61 Big RIP Esta teoría es la más aceptada actualmente. energía oscura Pero no se sabe qué es la energía oscura, que hoy por hoy es sólo un concepto para nombrar algo que no conocemos, Hay opiniones variadas: hay quién piensa que es una sustancia o una constante que está oculta en la ecuación de Einstein, incluso hay quien piensa que no existe, sino que es el resultado de haber interpretado otra vez mal, la gravedad.

62 El futuro del Universo A. Big Crunch (Gran contracción) B. Big Chill (Gran enfriamiento) C. Big Rip (Gran desgarramiento)

63 COMPOSICIÓN Y ESTRUCTURA DEL UNIVERSO

64 Unidades de medida del Universo Antes de entrar en el estudio de los componentes de Universo, veamos cuales son las unidades en que se miden sus dimensiones. El año luz: El año luz: es la distancia que recorre la luz en el vacío durante un año. Teniendo en cuenta que la luz, en el vacío, viaja a 300000 Km/s, el año luz equivale a 9,5.10 12 Km. Sirve para medir dimensiones enormes como las de las galaxias y las distancias entre ellas.

65 La unidad astronómica. Es una medida que toma como referencia la distancia media entre el Sol y la Tierra. Una Unidad astronómica (ua) equivale a dicha distancia que es de unos 150 millones de km. Por lo tanto, la distancia entre el Sol y la Tierra es de una ua. Se utiliza para medir distancias entre planetas y satélites del mismo sistema planetario. Unidades de medida del Universo

66 Componentes del Universo Radiación cósmica de fondo y energía oscura tratados en el apartado anterior. Estrellas. Los cuerpos más notables al mirar al Universo Nebulosas. tenues nubes de gases y polvo entre las estrellas, por lo general invisibles, pero que en la cercanía de los astros brilla por fluorescencia. A partir de ellas se forman las estrellas. Materia oscura : Se ha descubierto que la materia parece estar sujeta a una gravedad mucho mayor que la esperada lo que indica que hay una materia que no podemos detectar pero ejerce atracción gravitatoria.

67 Componentes del Universo Agujeros negros, concentraciones de materia de tan elevada densidad que tienen un campo gravitatorio tan intenso que ni siquiera la luz puede escapar de él. Galaxias. Conjuntos de estrellas y nebulosas. Se agrupan en Hipergalaxias o cúmulos de Galaxias. 70% energía oscura, 25% materia oscura y 5% materia visible. La composición del Universo quedaría: 70% energía oscura, 25% materia oscura y 5% materia visible.

68 Las estrellas

69 Las estrellas son cada uno de los numerosos cuerpos celestes esencialmente análogos al Sol, dotados de luz propia y aparentemente inmóviles, unos respecto de otros, en el firmamento. Debido a esto, los antiguos distinguieron bien las estrellas fijas o soles, de las estrellas errantes o planetas. Para localizarlas mejor, el hombre las ha agrupado en constelaciones. Las estrellas tienen movimiento de rotación, alrededor de sí mismas, y de traslación, en torno al centro de la Galaxia a la que pertenecen y a la vez que rotan con la galaxia.

70 Las estrellas Las estrellas tienen unas dimensiones tan reducidas respecto a las enormes distancias que las separan, que a pesar del volumen de sus masas, la primera impresión que se tiene del Universo es la de estar vacío. En una estrella, lo que provoca la emisión de luz y calor son las reacciones nucleares de fusión, que consisten en la unión de varios núcleos de H para formar He.

71 El funcionamiento se explica con la ecuación de Einstein: E=mc 2 donde E es energía, m es masa, c es la velocidad de la luz El núcleo de Helio tiene menos masa que la suma de los dos núcleos de Hidrógeno. La masa que falta se ha convertido en energía, multiplicada por la velocidad de la luz al cuadrado. Pequeñas cantidades de masa, dan enormes cantidades de energía. Las estrellas

72 Las estrellas nacen en el seno de nebulosas que, por laguna causa, se contraen por gravedad, A veces la causa es la explosión de una supernova en su cercanía. Las nebulosas son nubes de H, He y, en algunos casos, elementos químicos más pesados en forma de polvo. Muchos de estos componentes provienen de la supernova que explotó en su cercanía. Por acción de su propia gravedad el H comienza a acumularse en el centro de la nebulosa que será cada vez más densa. Nacimiento, evolución y muerte de las estrellas

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74 A medida que esa masa crece la fuerza gravitatoria y la temperatura aumentan más y más, sobre todo en el centro. Se formará así una protoestrella el centro de la nebulosa en contracción Esta protoestrella gira alrededor de su propio eje. Nacimiento, evolución y muerte de las estrellas

75 A lo largo de millones de años la protoestrella se va haciendo más compacta y densa, lo que favorece las colisiones entre los átomos de H. valor crítico El aumento de la frecuencia de las colisiones aumenta la temperatura hasta un valor crítico de diez millones de grados centígrados. En este momento comienzan las reacciones de fusión para formar He, que se va acumulando en el núcleo de la estrella. El He resultante tiene algo menos de masa que los hidrógenos de los que parte. Esa masa se convierte en energía según la ecuación de Einstein E=mc 2 La energía constituye la luz y el calor de la estrella.

76 masa parecida a la del Sol La mayor parte de estrellas tienen una masa parecida a la del Sol y se calcula que pueden fusionar hidrógeno durante unos diez mil millones de años. El Sol ya ha estado brillando durante la mitad de este tiempo. Según el funcionamiento de las Estrellas parece que en el Universo solo debería haber Hidrógeno y helio. ¿De dónde salen el resto de los elementos? Estrellas de masa similar a la del Sol

77 Cuando se les acaba el Hidrógeno del núcleo porque todo se ha convertido en Helio, empiezan a fusionar hidrógeno de las capas externas, se expanden, aumenta su luminosidad y se convierte en una estrella gigante roja. Cuando el centro alcanza una temperatura muy alta, el helio que surgió del hidrógeno empieza a fusionarse a su vez para producir otros elementos, como el Carbono o el Oxígeno y otros elementos menos pesados que el Hierro (Fe) Estrellas de masa similar a la del Sol

78 Gigante roja Tamaño del sol actual Tamaño del sol cuando sea gigante roja Tamaño comparativo del Sol actual y la gigate roja en que se convertirá

79 Posteriormente, el helio también se agota, la estrella se va apagando y contrayendo hasta que se convierte en una estrella enana blanca. Cuando el Sol se convierta en una gigante roja, dentro de unos cinco mil millones de años, devorará Mercurio y Venus, y quizá también la Tierra. Millones de años antes, la temperatura de nuestro planeta habrá aumentado tanto que hará imposible toda forma de vida conocida Después, el Sol se irá apagando hasta que deje de emitir luz. Nacimiento, evolución y muerte de las estrellas

80 una masa nueve veces mayor que el Sol Las estrellas grandes (las que tienen una masa nueve veces mayor que el Sol) “viven” mucho menos tiempo porque su temperatura es más elevada y fusionan Hidrógeno mucho más rápidamente. elementos más pesados Estas estrellas forman por fusión nuclear los elementos más pesados que el Fe,. En el momento en que se quedan sin combustible, las estrellas gigantes estallan en una enorme explosión llamada supernova. Estrellas de masa superior a la del Sol

81 supernovas Sólo estas estrellas más masivas que acaban su vida como supernovas son capaces de producir elementos químicos más pesados que el Hierro. En la explosión de supernova se produce la energía suficiente para que núcleos pesados absorban neutrones y protones, dando núcleos tan grandes como el de uranio. Fábricas de elementos pesados

82 Durante unos cuantos meses brillan tanto como millones de estrellas normales, expulsan al espacio buena parte de su materia y, al apagarse, acaban convirtiéndose en una estrella de neutrones o, si son extraordinariamente grandes, en un agujero negro. Las explosiones de supernovas mezclan los distintos elementos y los expanden por el espacio, donde entrarán a formar parte de nuevas estrellas o planetas. Nuestro planeta, con toda su riqueza en elementos químicos de la tabla periódica, nació de una nube de gas y polvo contaminada con los productos de supernovas. Estrellas de masa superior a la del Sol

83 Sembrando el espacio con elementos químicos Sembrando elementos químicos

84 SOMOS POLVO DE ESTRELLAS Somos polvo de estrellas Nosotros y todo lo que nos rodea está formado por elementos químicos. Cada uno de estos elementos se generó durante la vida o la muerte de una estrella. Somos polvo de estrellas

85 LAS ESTRELLAS Y LOS ELEMENTOS QUÍMICOS Las Pléyades Hidrógeno Helio Composición de las estrellas

86 Hidrógeno Helio Carbono Reacciones estelares

87 Materia oscura

88 La materia oscura La atracción gravitatoria entre la materia es muy alta para la poca materia observable. materia oscura Para explicar esta atracción, se ha definido la materia oscura no observable y que no emite radiación visible. Es un concepto, aun sin demostrar. Se estima que el 10% del Universo es materia observable y el 90%, materia oscura

89 Agujeros negros

90 Un agujero negro es una región finita del espacio en cuyo interior existe una concentración de masa tan elevada que genera un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de ella. No pueden "verse“, sin embargo, pueden observarse a través de los efectos gravitacionales que ejercen sobre la materia cercana. Las primeras observaciones sólidas de agujeros negros vienen de los años 60 y 70.

91 Agujeros negros punto de no retorno Los agujeros negros atraen todo lo que pase más cerca de una cierta distancia llamada punto de no retorno. De esta manera el Agujero aumenta su masa y su gravedad. El Agujero negro del centro de la Vía Láctea, Sagitario A, tiene un punto de no retorno de 7,7 millones de Km.

92 Curvatura del espacio En determinadas ocasiones un objeto puede tener una gran masa o ser tan compacto que la fuerza gravitatoria produzca un tipo de deformación en el tejido espacio- tiempo que se conoce como "agujero negro". En esta deformación hay un círculo (horizonte) que puede atravesarse hacia adentro, pero del que no puede surgir nada, ni siquiera la luz. Agujeros negros y relatividad general

93 Agujero negro animación

94 Agujeros de gusano Agujeros negros: de dos en dos Las ecuaciones del campo gravitatorio de Einstein, que son las que describen la deformación del espacio, predicen que los agujeros negros se presenten en pares conectados a través de una estrecha garganta.

95 Agujero de gusano Los Físicos especulan con que un par de agujeros negros podrían conectar dos regiones distantes del espacio. agujeros de gusano A este tipo de conexiones (atajos) se les conoce con el nombre de "agujeros de gusano". Un gusano puede ir entre dos puntos de una manzana reptando sobre su superficie o excavar un agujero entre ellos. Los agujeros de gusano son estructuras muy complejas e inestables.

96 Agujeros de gusano Para construir uno de ellos sería necesario disponer de materia con propiedades extraordinarias. Sin embargo, si nos olvidamos de todos estos problemas y aceptamos hipotéticamente su existencia, podemos construir una máquina del tiempo con ellos.

97 La relatividad general

98 Las galaxias

99 Las galaxias son formaciones de estrellas (que se suelen juntar formando agregados) y gas y polvo que forman nebulosas, aunque la mayor parte, como en todo el Universo es vacío. Las galaxias están dotadas de un movimiento de rotación en torno a su eje, sin girar en bloque como lo haría un sólido. cúmulos de galaxias supercúmulos Las galaxias aparecen en grupos o cúmulos de galaxias que pueden agruparse a su vez en supercúmulos.

100 Las galaxias La galaxia en la que nos encontramos forma un grupo o cúmulo junto con otras 40: Andrómeda, Nube de Magallanes Grande, Nube de Magallanes Pequeña, etc. Grupo Local. Este cúmulo se llama el Grupo Local. Universo observable El número de galaxias no se conoce, pero se estima que en el Universo observable habría del orden de mil millones. Universo no observable Además está el Universo no observable que es aquella parte tan alejada de nosotros que no podemos ver ya que la luz de las galaxias en su viaje se va enfriando y enrojeciendo y cuando llega a nosotros ya no es visible.

101 Las galaxias Grupo local Vía láctea

102 La Vía Láctea Vía Láctea Los millones de estrellas que se contemplan en el cielo forman parte de la Vía Láctea, la Galaxia a la que pertenece nuestro Sol. Tiene forma de una lente biconvexa, de unos 100.000 años luz de diámetro y un grosor de unos 15.000 años luz y se le estiman 200 000 y 400 000 millones de estrellas. La distancia desde el Sol hasta el centro de la galaxia es de alrededor de 27.700 años luz. en el centro hay un gran agujero negro de unas 2,6 millones de masas solares que los astrónomos denominaron Sagittario A

103 La Vía Láctea La Vía Láctea es una galaxia espiral en la que se distinguen las siguientes partes: Bulbo o núcleo Bulbo o núcleo: formado por un agujero negro y varios millones de viejas estrellas Disco Disco: formado por polvo cósmico, nebulosas y estrellas jóvenes distribuidas en cuatro brazos. Halo: Halo: formado por viejas estrellas agrupadas en cúmulos y estrellas aisladas.

104 Historia del Universo

105 FIN