Concepciones del Universo Modelo geocéntrico: Ptolomeo (Siglo II)

Presentación del tema: "Concepciones del Universo Modelo geocéntrico: Ptolomeo (Siglo II)"— Transcripción de la presentación:

1 Concepciones del Universo Modelo geocéntrico: Ptolomeo (Siglo II)
Apoyado por la Iglesia. La Tierra es el centro del Universo; la Luna , el Sol y los planetas giran alrededor en órbitas circulares. Los planetas describen epiciclos o bucles de retroceso. Las estrellas están fijas en la bóveda celeste.

2 Concepciones del Universo Modelo geocéntrico: Tycho Brahe (1546-1601)
La Tierra es el centro del Universo. El Sol gira alrededor de la Tierra, y los planetas giran alrededor del Sol. Explica los bucles de retroceso.

3 Concepciones del Universo Modelo heliocéntrico: N
Concepciones del Universo Modelo heliocéntrico: N. Copérnico ( ) El Sol es el centro del Universo. Los planetas describen órbitas circulares. Las estrellas están fijas en la bóveda celeste.

4 Bucles de retroceso Como la Tierra posee una órbita más interna, en alguna ocasión “adelantará” a otro planeta más lejano, lo que parece una “vuelta atrás”.

5 Concepciones del Universo Modelo heliocéntrico: Galileo Galilei (1564-1642)
Inventa el telescopio. Descubre los satélites de Júpiter: hay más movimientos circulares en el universo. Observa las manchas solares y deduce la rotación solar. Confirma el modelo heliocéntrico.

6 Concepciones del Universo Johannes Kepler (1571-1630). Leyes de Kepler
Los planetas describen órbita elípticas (muy poco excéntricas), no circulares (una elipse no tiene “centro”) Los radios vectores barren áreas iguales en tiempos iguales. Velocidad areolar constante = velocidad lineal variable. L=mr1·v1=mr2·v2 Los planetas más alejados tardan más tiempo en describir una órbita completa, y orbitan a menor velocidad. El periodo de revolución depende de la distancia al Sol. P2=k·a3 

7 Concepciones del Universo Isaac Newton (1642-1727)
Ley de la gravitación universal G = constante de gravitación universal (6, N.m2/kg2). “Todos los cuerpos se atraen con una fuerza directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que las separa”. Esto explica la esfericidad de los planetas.

8 Albert Einstein (1879-1955) Teoría de la relatividad
c2 = velocidad de la luz al cuadrado. Es la máxima velocidad posible en el Universo, independiente del movimiento de la fuente. Establece la equivalencia entre la masa y la energía. La masa aumenta con la velocidad. Esta teoría ha unido los conceptos de espacio y tiempo en un único espacio-tiempo dinámico, y es afectado por lo que sucede en el Universo (si un cuerpo se mueve o si actúa una fuerza, el espacio-tiempo se modifica, y viceversa).

9 Edwin Hubble (1889-1953) Expansión del Universo
Las galaxias se separan entre sí a gran velocidad. Implica un origen del Universo (Big Bang).

10 Efecto Doppler

11 Teoría del Big Bang Inicio del Universo, hace unos 15x109 años.
Toda la energía concentrada en un punto. Tras la “explosión” se forman partículas subatómicas. Su interacción forma núcleos atómicos y, más tarde, átomos de hidrógeno y helio.

12 Posible finales del Universo
Dependen de la densidad del Universo. Si es mayor que cierto valor crítico, la atracción gravitatoria terminará frenando la expansión, haciendo que el Universo se contraiga de nuevo. Big Crunch. Si es menor que ese valor crítico, no habrá colapso y la expansión continuará indefinidamente. La materia no podrá “sujetar” sus componentes. Big Rip. Si es igual al valor crítico, la expansión es contínua pero cada vez más lenta. Universo plano.

13 Formación de una estrella
Igual que el Universo, están formadas principalmente por H y He (mucho H y muy poco He). Emiten radiación porque su masa es tan grande que la atracción gravitatoria comprime los átomos de hidrógeno de la parte central de la estrella. Si la fuerza es suficientemente grande, se produce un proceso llamado "reacción nuclear de fusión”, por la que una serie de átomos de hidrógeno chocan con tanta fuerza que se transforman en un átomo de helio. En esta transformación, una pequeña cantidad de materia (0,028 u.m.a.) se transforma en energía, que parte de la estrella en forma de radiación (por eso la vemos), y que se opone a la fuerza de atracción, haciendo que la estrella permanezca estable, en equilibrio.

14 Evolución de las estrellas
El equilibrio en la estrella continúa mientras exista hidrógeno en cantidad suficiente; si éste disminuye, se rompe el equilibrio y aumenta la presión gravitatoria. La presión puede hacer que el Helio formado se fusione entre sí y con el H para formar nuevos elementos cada vez más complejos, como Carbono o Hierro. La temperatura de la superficie determina su color. 7 tipos, de mayor a menor temperatura y edad:

15 Muerte de las estrellas
Si su masa es menor a 1,4 veces la del Sol: enana blanca, y luego se apaga (enana negra). Si es mayor de 1,4 veces la masa del sol, sufre un colapso seguido de una explosión: es una supernova. Si su masa está entre 1,4 y 3 veces la del sol, los restos de la supernova forman una estrella de neutrones o pulsar. Si es mayor de 3 veces la masa solar, se convierte en un agujero negro.

16 Hipótesis nebular Kant y Laplace, 1796
El Sistema Solar se formó hace 5x 109 años ( millones de años después del origen del Universo). La nebulosa se encontraba en contracción gravitatoria, al mismo tiempo que giraba sobre sí misma. La nebulosa va tomando la forma de un disco, con una masa central que dará lugar al Sol y un anillo de materia alrededor que dará lugar a los planetas. Al continuar la contracción gravitatoria, la masa central aumenta de temperatura hasta alcanzar los quince millones de grados, momento en que comienzan las reacciones nucleares y la radiación que se crea es capaz de oponerse a la atracción gravitatoria, con lo que cesa la contracción y se forma una estrella de dimensiones constantes.

17 Formación de los planetas
Los planetas se forman a partir del material disperso en el anillo que rodea a la masa central, por un proceso de acreción (adición de materia). Los granos de polvo y moléculas de gas se atraen y chocan para formar partículas mayores. El proceso continúa con partículas cada vez mayores, formándose núcleos de condensación que recogen a las partículas más pequeñas y a moléculas de gas.

18 Formación de los planetas
La radiación solar expulsa los elementos más ligeros hacia zonas externas, donde son recogidos por la atracción gravitatoria de los planetas más externos. Esto explica la diferente composición de los planetas interiores (rocosos) respecto a los exteriores (gaseosos, sin superficie sólida).

19 Estructura de la Tierra

20 Distancias astronómicas
Las unidades que habitualmente usamos para medir distancias no son nada apropiadas para nuestras medidas astronómicas por lo pequeñas que son, así que se usarán nuevas unidades: Unidad astronómica (UA). El parsec (pc). El año luz.

21 La unidad astronómica (UA)
Se utiliza en la medida de órbitas y trayectorias dentro del sistema solar. Corresponde a la distancia media entre la Tierra y el Sol, es decir, km

22 El parsec (pc) Es la distancia que existe entre el sol y una estrella cuando esta se ve pajo un ángulo de 1” de arco, es decir la distancia entre las posiciones aparentes es de 2” de arco.

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25 Año luz Es la distancia que recorre la luz en un año. C=3·105 km/s
1Año = 365·24·3600 s 1 Año luz = 3·105 · 365·24·3600= 9,461 ·1012 km/año 1 pc =3,26 años luz = UA = 30,86 billones de km

26 Cometas: Cuerpo celeste que gira alrededor del Sol, al pasar cerca de éste, y como consecuencia del viento solar, se le observa una o varias colas. Describen órbitas elípticas de gran excentricidad y periodos variables (3,3 años años). Los cometas provienen principalmente de dos lugares, la Nube de Oort, situada entre y UA del Sol, y el Cinturón de Kuiper, localizado más allá de la órbita de Neptuno.

27 Los cometas están compuestos de agua, hielo seco, amoníaco, metano, hierro, magnesio y silicatos.
Aristóteles fue el primero que utilizó la derivación “kometes” para describir a estos astros como “estrellas con cabello”.

28 Cuando la Tierra atraviesa la órbita de un cometa, estos fragmentos penetran en la atmósfera en forma de estrellas fugaces o también llamadas lluvia de meteoros. En mayo y octubre se pueden observar las lluvias de meteoros producidas por el material del cometa Halley: las eta Acuáridas y las Oriónidas. Hale-Bopp fue tomada el 15 de marzo de 1977

29 Ejemplos de cometas: El Halley fotografiado por la nave Giotto en marzo de 1986. El cometa West, con sus colas de plasma y polvo.

30 Meteoros: en su uso astronómico, es un concepto que se reserva para distinguir el fenómeno luminoso que se produce al atravesar un meteoroide nuestra atmósfera. Es sinónimo de estrella fugaz, término impropio, ya que no se trata de estrellas que se desprendan de la bóveda celeste.

31 Meteorito: son los meteoroides que alcanzan la superficie de la Tierra debido a que no se desintegran por completo en la atmósfera.