Ideas sobre el universo

Presentación del tema: "Ideas sobre el universo"— Transcripción de la presentación:

1 Ideas sobre el universo
Montoya.

2 los eclipses de luna, esto es, la interposición de la tierra entre el sol y la luna produce una sombra en la luna propia de un cuerpo esférico.

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4 Kopolop

5 equinoccio al momento del año en que el Sol está situado en el plano del ecuador terrestre. Ese día y para un observador en el ecuador terrestre, el Sol alcanza el cenit. El paralelo de declinación del Sol y el ecuador celeste entonces coinciden. La palabra equinoccio proviene del latín aequinoctium y significa «noche igual».

6 Época en que el Sol se encuentra en uno de los trópicos
Época en que el Sol se encuentra en uno de los trópicos. El solsticio de invierno es conocido como solsticio hiemal y supone el día más corto y la noche más larga del año en el hemisferio boreal (en el austral, ocurre exactamente lo contrario). El solsticio de verano o solsticio vernal produce el día más largo y la noche más corta del año en el hemisferio boreal (sucediendo lo contrario en el hemisferio austral). Para el trópico de Cáncer, el solsticio ocurre del 21 al 22 de junio, mientras que, para el trópico de Capricornio, el solsticio tiene lugar del 21 al 22 de diciembre. Los solsticios ocurren por la inclinación axial del eje terrestre. Esto permite que el Sol alcance, en cierto momento del año, su máxima declinación norte respecto al ecuador celeste (+23º 27′) y su máxima declinación sur (-23º 27′). En otras palabras, los solsticios son los momentos anuales en los que el Sol alcanza su posición extrema, ya sea boreal o meridional.

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8 340 años antes de cristo , Aristóteles en su libro “sobre el cielo”
Establece dos argumentos para predecir que la tierra era redonda. Aristóteles 340 años antes de cristo , aristoteles en su libro “sobre el cielo” Establece dos argumentos para predecir que la tierra era redonda. estadios

9 Esta idea fue desarrollada por Ptolomeo I siglo después de Cristo
Primera esfera Luna Segunda esfera Sol Tercera esfera Mercurio Cuarta esfera Venus Quinta esfera Marte Sexta esfera Júpiter Séptima esfera Saturno Octava esfera Estrellas fijas

10 Ptolomeo

11 Retrogradación de los planetas

12 El único trabajo de Aristarco que ha sobrevivido hasta el presente, De los tamaños y las distancias del sol y de la luna, se basa en una cosmovisión geocéntrica. Sabemos por citas, sin embargo, que Aristarco escribió otro libro en el cual avanzó una hipótesis alternativa del modelo heliocéntrico.

13 Copérnico 1514

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15 Las ideas principales de su teoría eran:
1.- Los movimientos celestes son uniformes, eternos, y circulares o compuestos de diversos ciclos (epiciclos). 2.- El centro del universo se encuentra cerca del Sol. Orbitando alrededor del Sol, en orden, se encuentran Mercurio, Venus, la Tierra y la Luna, Marte, Júpiter, Saturno. (Aún no se conocían Urano y Neptuno.) 3.- Las estrellas son objetos distantes que permanecen fijos y por lo tanto no orbitan alrededor del Sol. 4.- La Tierra tiene tres movimientos: la rotación diaria, la revolución anual, y la inclinación anual de su eje. 5.- El movimiento retrógrado de los planetas es explicado por el movimiento de la Tierra. 6.- La distancia de la Tierra al Sol es pequeña comparada con la distancia a las estrellas.

16 El golpe mortal al modelo Aristotélico-Ptolomeico llegó en 1609
El golpe mortal al modelo Aristotélico-Ptolomeico llegó en ese año galileo empezó a observar el cielo nocturno con un telescopio, un instrumento que se acababa de inventar( en Holanda).

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18 Ganímedes: Es el satélite más grande de Júpiter y también del Sistema Solar, con Km. de diámetro, mayor que Plutón y que Mercurio. Gira a unos Km. del planeta en poco más de siete días. Calisto: Tiene un diámetro de km., casi igual que Mercurio, y gira a Km. de Júpiter, cada 17 días. Es el satélite con más cráteres del Sistema Solar.

19 𝑉𝑎𝑙𝑜𝑟 𝑐𝑟í𝑡𝑖𝑐𝑜 𝑑𝑒𝑙 𝑟𝑎𝑑𝑖𝑜 𝑑𝑒𝑙 𝑠𝑎𝑡é𝑙𝑖𝑡𝑒:𝑅 𝑀𝑝 𝑀𝑠
𝑉𝑎𝑙𝑜𝑟 𝑐𝑟í𝑡𝑖𝑐𝑜 𝑑𝑒𝑙 𝑟𝑎𝑑𝑖𝑜 𝑑𝑒𝑙 𝑠𝑎𝑡é𝑙𝑖𝑡𝑒:𝑅 𝑀𝑝 𝑀𝑠 Planeta (Satélite) Datos del planeta Satélite Comentario Tierra (Luna) MT=5.98·102kg R=1.496·1011 m r=384.4·106 260.0·106 m La Luna "cae" hacia el Sol Marte (Deimos) MT=6.58·1023kg R=2.28·1011 m r=23.46·106 m 131.4·106 m Deimos "cae" hacia Marte Júpiter (Calisto) MT=1.90·1027kg R=7.78·1011 m r=1880·106 m 24122·106 m Calisto "cae" hacia Júpiter Saturno (Titán) MT=5.69·1026kg R=14.27·1011 m r=1222·106 m 24185·106 m Titán "cae" hacia Saturno Neptuno (Tritón) MT=1.03·1026kg R=44.97·1011 m r=394.7·106 m 32410·106 m Tritón "cae" hacia Neptuno

20 Kepler Siendo un hombre de gran vocación religiosa, Kepler veía en su modelo cosmológico una celebración de la existencia, sabiduría y elegancia de Dios

21 Sólidos Platónicos Platón : filósofo Griego , afirmaba que este mundo imperfecto, era en realidad el reflejo de un mundo ideal donde todo es perfecto

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23 Para Kepler la hipótesis de las órbitas circulares fue desagradable, puesto que las órbitas elípticas eran menos perfectas que los círculos. Tras descubrir casi por accidente las órbitas elípticas , no podía conciliar esto con su idea de que eran fuerzas magnéticas las que hacían que los planetas orbitaran en torno al sol.

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27 𝑇 2 𝑅 3 =𝑐𝑡𝑒=k = 1.252x años² / m³.

28 Hasta 1687 no se ofreció una explicación para ello, cuando Newton publicó sus “ principia mathematica naturalis cause” Esta fue la obra más importante hasta entonces de las ciencias físicas. Newton propuso una teoría de cómo y porqué se mueven los cuerpos en el espacio y el tiempo, sino que también desarrolló las matemáticas para analizar sus movimientos. Postuló también una ley de gravitación universal.

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30 ¿No deberían juntarse todas en algún punto?
Se prescindió con este modelo de las esferas celestes de Ptolomeo y con ello de la idea de que el universo tenía una frontera natural. La idea de que las estrellas fijas eran soles tomó sentido ¿No deberían juntarse todas en algún punto?

31 Richard Bantley En 1690 tomó las órdenes sagradas Obispo de Worcester; Prestigioso humanista.

32 Otra objeción al universo estático suele atribuirse al filósofo alemán Heinrich Olbers
Fue el primero que escribió un artículo plausible sobre esta cuestión La Paradoja de Olbers o problema de Olbers, formulada por el astrónomo alemán Heinrich Wilhelm Olbers en 1823, y anteriormente mencionada por Johannes Kepler en 1610 y por Chéseaux en el siglo XVIII, es la afirmación paradójica de que en un universo estático e infinito el cielo nocturno debería ser totalmente brillante sin regiones oscuras o desprovistas de luz.

33 El comienzo de todo

34 San Agustín tuvo una «intuición genial» acerca de la relación espacio-tiempo, adelantándose 1500 años a Albert Einstein y a la teoría de la relatividad Afirma que el universo no nació en el tiempo, sino con el tiempo. Tuvo contacto con las ideas del evolucionismo de Anaximandro, sugirió en su obra La ciudad de Dios, que Dios pudo servirse de seres inferiores para crear al hombre al infundirle el alma, defendía la idea de que a pesar de la existencia de un Dios no todos los organismos y lo inerte salían de Él, sino que algunos sufrían variaciones evolutivas en tiempos históricos a partir de creaciones de Dios.

35 En en su libro “La ciudad de Dios”, donde señalaba que la civilización progresa , y nosotros recordamos quien ejecutó cierta tarea o desarrolló cierta técnica, por lo tanto el hombre y en cierto modo el universo , no pudo haber existido siempre. De lo contrario ya habríamos progresado más de lo que lo hemos hecho. Agustín de Hipona anticipa a Descartes al sostener que la mente, mientras que duda, es consciente de sí misma: si me engaño existo (Se enim fallor, sum). Como la percepción del mundo exterior puede conducir al error, el camino hacia la certeza es la interioridad (in interiore homine habitat veritas) que por un proceso de iluminación se encuentra con las verdades eternas y con el mismo Dios que, según él, está en lo más íntimo de la intimidad.

36 Hubble sugerían que hubo un momento llamado big bang en que el universo era infinitesimalmente pequeño, y por consiguiente, infinitamente denso

37 LA ENIGMÁTICA SUCESIÓN DE TITIUS
planeta Distancia al sol Mercurio 𝟓𝟕× 𝟏𝟎 𝟔 𝒌𝒎 Venus 𝟏𝟎𝟖.𝟐× 𝟏𝟎 𝟔 𝒌𝒎 Tierra 𝟏𝟒𝟗.𝟔× 𝟏𝟎 𝟔 𝒌𝒎 Marte 𝟐𝟐𝟕.𝟗× 𝟏𝟎 𝟔 𝒌𝒎 Júpiter 𝟕𝟕𝟖.𝟑× 𝟏𝟎 𝟔 𝒌𝒎 Saturno 𝟏𝟒𝟐𝟕× 𝟏𝟎 𝟔 𝒌𝒎 planeta Distancia al sol en unidades astronómicas Mercurio 0.4 Venus 0.7 Tierra 1 Marte 1.5 Júpiter 5.2 Saturno 9.5

38 0,4+ 3× 2 𝑛 10 Luego estableció una sucesión de término general,
Obteniendo: 0,4+ 3× 2 𝑛 10 0,4 0,7 1 1,6 2,8 5,4 10 19.6 38.8 77.2

39 Fin Primera parte

40 Nuestro sol y estrellas cercanas , son parte de la vía láctea,

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42 grupo local

43 32.616 años luz, o 3 𝑥10 14 14 kilómetros)
Podemos determinar la distancia entre ellas 1.- observando cómo cambia su posición cuando la tierra gira alrededor del sol. 2.- Hay estrellas muy alejadas que parecen fijas Métodos indirectos 1.- Brillo aparente Luminosidad Distancia a que esta de nosotros. Estrellas cercanas: Brillo aparente Distancia luminosidad La magnitud absoluta, M, de un objeto, es la magnitud aparente que tendría si estuviera a 10 parsecs. años luz, o 3 𝑥 kilómetros)

44 magnitud aparente de -1,44 a -1,46.
Sirio (del griego seirios, "cruel") es la estrella más brillante del cielo, con una luminosidad de -1,47m. Es una estrella relativamente cercana al Sol (se encuentra a 8,7 años luz), aproximadamente una vez y media más grande que él y de color blanco. Posee una pequeña compañera, llamada Sirio B, una estrella enana blanca que gira a su alrededor cada 50 años, pero que no es visible a simple vista porque tiene una luminosidad de 8,4m.

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46 Nuestro querido satélite
(La Luna) Magnitud aparente de -12,6

47 en un espacio completamente vacío sin absorción interestelar.
Magnitud absoluta En astronomía, magnitud absoluta (M) es la magnitud aparente, m, que tendría un objeto si estuviera a una distancia de 10 parsecs (alrededor de años luz, o 3 𝑥 kilómetros) en un espacio completamente vacío sin absorción interestelar.

48 Estrella más cercana a la tierra.
Alfa Centauri (también conocido como Rigil Kent) es el sistema estelar más cercano al Sol que está a unos 4,37 años luz (41,3 billones de km) de distancia.

49 Distancia a las galaxias más “cercanas”
Distancia (años luz) Diámetro (años luz) SagDEG 88.000 10.000 Gran Nube de Magallanes 20.000 Pequeña Nube de Magallanes   15.000 Escultor 5.000 Leo 4.000 Andrómeda Triángulo 50.000

50 millones de galaxias, la nuestra es una más en este conjunto de galaxias, que pueden verse con telescopios modernos, y Cada una contiene millones de estrellas.

51 La nuestra tiene 100. 000 años luz de diámetro y 20
La nuestra tiene años luz de diámetro y años luz de espesor. Esta rotando lentamente

52 El Sol de 2,726 grados Kelvin (2, grados °C), con un margen de error de una centésima de grado. El Sol es el objeto más grande de nuestro Sistema Solar y contiene aproximadamente el 98% de la masa total del mismo. La capa exterior visible del Sol se llama la fotósfera y tiene una temperatura de 6.000°C

53 El efecto Doppler, llamado así por el físico austríaco Christian Andreas Doppler

54 Luz blanca. Na (sodio):

55 Podemos definir como corrimiento al rojo al fenómeno por el cual el espectro de emisión y/o absorción de radiación, proveniente de un objeto cosmológico, resulta desplazado hacia longitudes de onda mayores debido a la acción de algún proceso independiente del mecanismo de emisión o absorción de radiación.

56 La Galaxia de Andrómeda

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58 La ley de Hubble El tercer decenio del siglo XX marcó el inicio de una nueva era en el estudio del cosmos, caracterizada por el reconocimiento de que el universo tiene una existencia propia y las mismas capacidades evolutivas que los diversos objetos que abarca en su interior.

59 TIPOS DE MAGNITUDES Las magnitudes físicas pueden ser clasificadas de acuerdo a varios criterios: 1) Según su forma matemática, las magnitudes se clasifican en escalares, vectoriales o tensoriales. 2) Según su actividad, se clasifican en magnitudes extensivas e intensivas. Las magnitudes tensoriales son las que caracterizan propiedades o comportamientos físicos modelizables mediante un conjunto de números que cambian tensorialmente al elegir otro sistema de coordenadas asociado a un observador con diferente estado de movimiento o de orientación.

60 Un poco de matemática Transformaciones de Galileo

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62 Transformación de Lorentz

63 En física matemática, el espacio de Minkowski (o espacio-tiempo de Minkowski) es una variedad lorentziana de cuatro dimensiones y curvatura nula, usada para describir los fenómenos físicos en el marco de la teoría especial de la relatividad de Einstein. El espacio-tiempo de Minkowski es una variedad lorentziana de curvatura nula e isomorfa a

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66 Donde el tensor métrico puede llegar a escribirse en un sistema de coordenadas cartesianas como:
O en forma matricial explícita, respecto a la misma base:

67 Ejemplo de variedad de Riemann bidimensional con un sistema de coordenadas ortogonales definido sobre ella, y varias subvariedades curvas de la misma.

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69 La teoría general de la relatividad o relatividad general es una teoría del campo gravitatorio y de los sistemas de referencia generales, publicada por Albert Einstein en 1915 y 1916. ecuaciones de campo de Einstein". Estas ecuaciones forman el núcleo de la teoría y especifican cómo la densidad local de materia y energía determina la geometría del espacio-tiempo . Un hito fundamental en el desarrollo de la teoría de la relatividad general lo constituye el principio de equivalencia, enunciado por Albert Einstein en el año 1912 y al que su autor calificó como «la idea más feliz de mi vida». Dicho principio supone que un sistema que se encuentra en caída libre y otro que se mueve en una región del espacio-tiempo sin gravedad se encuentran en un estado físico similar: en ambos casos se trata de sistemas inerciales.

70 curvatura de le espacio tiempo

71 Ecuación del espacio de Einstein de la relatividad general
es un símbolo de Christoffel (de otro modo conocido como conexión de Levi-Civita). 𝑅 𝜇𝑣 ; 𝑅 𝑔𝜇𝑣 : tensores de curvatura de Riemann T : 𝑐𝑜𝑛𝑒𝑥𝑖𝑜𝑛 𝑑𝑒 𝐿𝑒𝑣𝑖−𝐶𝑖𝑣𝑖𝑡𝑎 (Distribución de masa –energía) 𝐴 𝑔𝜇𝑣 :𝐶𝑜𝑛𝑠𝑡𝑎𝑛𝑡𝑒 𝑐𝑜𝑠𝑚𝑜𝑙ó𝑔𝑖𝑐𝑎

72 La métrica de Schwarzschild es una solución exacta de las ecuaciones de Einstein del campo gravitatorio que describe el campo generado por una estrella o una masa esférica 𝐺 𝜇𝑣 + 𝐴𝑔 𝜇𝑣 =𝐾 𝑇 𝜇𝑣 Pruebas de validez ( 1919) Eddington 1.- Corrimiento del Perihelio de Mercurio 2.- Desviación de la luz.

73 Comparación de las predicciones de la teoría newtoniana y relativista de la gravitación                                                                                                                                                      
Solución de Schwarzschild Aceleración aparente respecto a un observador estático Radio de una órbita circular Factor de desplazamiento al rojo gravitacional 1 Ángulo de deflexión de la luz Ritmo de precesión del perihelio Tiempo de retardo

74 Solución de Schwarzschild

75 Los Cuásares son objetos lejanos que emiten grandes cantidades de energía, con radiaciones similares a las de las estrellas.

76 Las características esenciales de la teoría de la relatividad general son las siguientes:
El principio general de covariancia: las leyes de la física deben tomar la misma forma matemática en todos los sistemas de coordenadas. El principio de equivalencia: las leyes de la relatividad especial (espacio plano de Minkowski) se aplican localmente para todos los observadores inerciales

77 Lo que hizo Friedman fue proponer dos hipótesis.
Hipótesis 1: el universo parece igual en cualquier dirección que miremos. Hipotesis2: esto sería cierto desde cualquier punto que miremos el universo.

78 Banda luminosa de la Vía Láctea

79 Primer tipo: (El que Friedman encontró) El universo se está expandiendo a una velocidad lo suficientemente lenta como para que la atracción gravitatoria entre las diferentes galaxias empiezan a acercarse unas a otras y el universo se contrae. La distancia entre dos galaxias vecinas empieza siendo cero, aumenta hasta llegar a un máximo y luego decrece de nuevo hasta cero. Segundo tipo: El universo se expande tan rápidamente que la atracción gravitatoria nunca puede detenerlo, aunque lo frena algo. La separación entre galaxias vecinas en este modelo empieza siendo cero, y con el tiempo, las galaxias se alejan a una velocidad estacionaria. Tercer tipo: El universo se expande con la velocidad justa para evitar que vuelva a colapsar. En este caso la separación, empieza también siendo cero, aumenta para siempre. Sin embargo, la velocidad a la que las galaxias, se alejan se hace cada vez más pequeña, aunque nunca llega a ser completamente nula.

80 1.- Número de galaxias por megaparsec cúbico .
2.- Masa de cada una. 3.- Tomando una masa galáctica media de 1011 masas solares La densidad del espacio no pasa de Un átomo por 10m3. "Big Crunch".

81 1.- El Universo cerrado: tenía un volumen finito y acabaría contrayéndose en el gran cataclismo final al alcanzar el límite de su volumen. Esto se produciría debido a la cantidad de densidad de la materia, que, de ser excesiva, una vez la fuerza con la que ha sido "expulsada" de su centro gracias al Big Bang, fuera nula, produciría una fuerte gravedad que atraería entre sí a todos los cuerpos. 2.- El Universo abierto: En el caso contrario, si la masa es pequeña y el volumen infinito, la gravedad sería tan pequeña que haría que no se produjera la contracción, por lo que el universo continuaría expandiéndose eternamente y se extinguiría sólo cuando se apagara la última estrella y quedase sin energía (universo inflacionario) 3.- El Universo plano: La solución intermedia: la masa total del universo y la densidad de energía del mismo es igual a la "densidad crítica". En otras palabras: El Universo tendría la masa justa para mantenerse al alcanzar la llamada "densidad crítica". La justa para que no se detenga su expansión y se mantenga la energía suficiente como para seguir existiendo infinitamente.

82 El big bang. El resplandor

83 Teoría del estado estacionario( Hermann Bondi y Thomas Gold y el británico Fred Hoyle,)

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85 ¿Hubo en realidad una singularidad?

86 Sir Roger Penrose

87 "Mi arco pondré en las nubes, el cual será por señal de convenio entre mí y la tierra. Y será que cuando haré venir nubes sobre la tierra, se dejará ver entonces mi arco en las nubes. Y acuérdame del pacto mío, que hay entre mí y vosotros y toda alma viviente de toda carne; y no serán más las aguas por diluvio para destruir toda carne." (Génesis 9:13,15 ).

88 Conos de luz en la relatividad general

89 Singularidad de big bang ( Agujero negro)

90 Stephen William Hawking (Oxford, 8 de enero de 1942)

91 La bella teoría del big bang
El comienzo de todo

92 “Estallido" del espacio-tiempo

93 El big bang. El resplandor

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95 El universo en expansión

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97 El comienzo del universo

98 13 mil 810 millones de años es la edad del Universo, sostienen científicos

99 Temperatura. Del universo: 2.726ºK , con un margen de error de una centésima de grado

100 Bonus T…

101 ¿Será así? ¿Cuáles son las contradicciones de esta teoría? ¿Predice la teoría general de la relatividad que nuestro universo debería tener un big bang, un comienzo en el tiempo?

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103 La entropía por barión en el Sol es del orden de la unidad.
Mediante la fórmula de Hawking se encuentra que la entropía por barión en un agujero negro de masa solar (en agujeros más masivos es todavía mayor) es del orden de 1020 en unidades naturales.

104 Modelo inflacionario de universo
Modelo actual

105 “Agujeros negros” ¡Muchas Gracias!
Espero contar con ustedes para el próximo tema “Agujeros negros” ¿Son agujeros? ¿Son realmente negros? ¿Cómo los distinguimos? ¿Están identificados?