Evolución de los Modelos Cosmológicos

La comprensión del universo ha evolucionado significativamente a lo largo de los siglos, pasando de modelos centrados en la Tierra a complejas teorías sobre el espacio-tiempo y la expansión cósmica.

Claudio Ptolomeo (Siglo II)

• Modelo del universo: Geocéntrico.
• Postulado: Afirma que la Tierra se encuentra en el centro del universo y los otros astros giran alrededor de ella.
• Movimiento: La Luna, el Sol, los planetas y las estrellas fijas giran describiendo trayectorias circulares perfectas.

Nicolás Copérnico (Siglo XVI)

• Modelo del universo: Heliocéntrico.
• Postulado: El Sol se encuentra en el centro del universo y la Tierra gira alrededor de él.

Galileo Galilei (1609)

Perfeccionó el telescopio y realizó observaciones del universo que confirmaron el modelo heliocéntrico. Sus hallazgos clave incluyen:

• Las fases de Venus.
• Los satélites de Júpiter.
• Las irregularidades de la superficie lunar.

Johannes Kepler (Siglo XVII)

• Modelo del universo: Heliocéntrico.
• Aporte: Explica que los planetas giran en órbitas elípticas alrededor del Sol.

Isaac Newton (Siglo XVII)

Explica matemáticamente la gravitación universal. Todos los cuerpos se atraen con una fuerza que depende de sus masas y de la distancia que los separa. Esta ley explica:

• La forma casi esférica de la Tierra y otros planetas.
• Por qué caen los cuerpos.
• Por qué giran los planetas alrededor del Sol.
• Por qué el Sol gira alrededor del centro de la galaxia.

Albert Einstein (1915)

Teoría General de la Relatividad: Establece que la gravedad no es una fuerza, sino que se produce por modificaciones en el espacio-tiempo debidas a la presencia de masas y energía. Además, afirma que el universo no es estático, sino que se expande. Esta idea fue desarrollada por el cosmólogo belga Georges Lemaître, quien estableció la teoría del Big Bang. Más tarde, Edwin Hubble observó que las galaxias se alejan unas de otras.

El Universo en Expansión y la Estructura Galáctica

Medición de Distancias Cósmicas

La unidad de medida fundamental es el año luz. Un año luz es la distancia que recorre la luz en un año. Se utiliza porque las distancias en el universo son tan grandes que las unidades habituales (como kilómetros o metros) resultan imprácticas.

Formación del Universo (Big Bang)

Según el modelo de formación del universo más aceptado, a partir del momento en que se produjo la explosión del Big Bang, el universo comenzó a expandirse y enfriarse. Durante este proceso:

1. Se formaron los elementos químicos más livianos, como el Hidrógeno y el Helio.
2. La materia se fue aglutinando, debido a la atracción gravitatoria, alrededor de zonas donde la densidad era mayor.
3. Después de millones de años, el universo quedó formado por millones de “islas” de materia, principalmente de hidrógeno y helio, en medio del espacio prácticamente vacío.
4. Dentro de cada una de estas “islas” se formaron millones y millones de estrellas. Estos grupos de estrellas son las actualmente llamadas GALAXIAS.

Estructura Galáctica

Dentro de estas enormes masas gaseosas se formó nuestra galaxia: la Vía Láctea.

Agrupaciones de Galaxias

Las galaxias a su vez están agrupadas en cúmulos de galaxias. Por ejemplo:

• Cúmulo Local: Al que pertenece la Vía Láctea, contiene unas 40 galaxias. Solo en la Vía Láctea hay cien mil millones de estrellas, una de las cuales es el Sol.
• Andrómeda: Es la galaxia más grande del Cúmulo Local. Es el objeto más lejano que puede verse a simple vista desde la Tierra y se encuentra a más de dos millones de años luz.
• Cúmulo de Virgo: Se encuentra a 50 millones de años luz del Cúmulo Local y podría tener más de 10 mil galaxias.
• Galaxia M87: Pertenece al Cúmulo de Virgo y es, entre las conocidas, la galaxia de mayor masa.

Tipos de Galaxias

El proceso de formación de galaxias dio como resultado cuatro tipos diferentes:

• Las espirales.
• Las espirales barradas.
• Las elípticas.
• Las irregulares.

La Vía Láctea es una galaxia espiral que gira sobre sí misma muy lentamente.

Formación y Evolución Estelar

Nacimiento de una Estrella

Una estrella se forma cuando una gran cantidad de gas (nubes de hidrógeno) es comprimida por la gravedad. El hidrógeno se calienta tanto que comienza a fusionarse, formando así otros elementos. Las nubes gaseosas toman una luz azulada tenue y, luego de millones de años, se encienden, como el Sol.

Las estrellas son fábricas nucleares gigantes de elementos. Los átomos de hidrógeno se fusionan (reacción nuclear de fusión) formando helio, lo que produce energía. A medida que el hidrógeno se consume en el centro de la estrella, el helio se fusiona y crea nuevos elementos, como el hierro, el bromo, el oxígeno y el nitrógeno.

El Final de una Estrella

Las estrellas brillan durante millones de años, pero no lo hacen eternamente. Tienen una cantidad determinada de combustible que, al agotarse, determina su final. El destino de una estrella depende directamente de su masa:

• Masa y Consumo: Cuanto más masa tenga una estrella, más rápido se apaga, ya que necesita consumir más combustible para sostenerse, acortando su vida. Las estrellas grandes con mayor masa pueden durar tan solo unos pocos miles de años.
• Estrellas de Poca Masa (como el Sol): Se convertirán en una Gigante Roja y luego en una Enana Blanca. El Sol se mantendrá encendido unos 5000 millones de años más.
• Estrellas de Mucha Masa (al menos 3 veces la masa del Sol): Se transformarán en una Supernova y pasarán a ser un Agujero Negro o una Estrella de Neutrones.

Hitos de la Evolución Estelar

Gigante Roja

Cuando todo el hidrógeno de la parte central de una estrella se transforma en helio, el núcleo no puede equilibrar la gravedad de las capas externas y se contrae. Al contraerse, aumenta la temperatura en el centro, y la presión hace expandir las capas externas hasta que el diámetro se multiplica por cien. La temperatura en la superficie baja (de 2000 °C a 3000 °C para una estrella de gran masa), lo que hace que su color cambie del blanco al rojo. Por eso se le llama Gigante Roja.

El colapso de su núcleo se detiene cuando la temperatura es suficiente para que los elementos pesados transformen el helio en carbono, oxígeno y otros elementos pesados. Las capas externas pueden ser expulsadas durante el proceso de expansión.

Enana Blanca

Si la masa de la estrella es similar a la del Sol, esta se vuelve a contraer y se convierte en una estrella poco brillante pero muy densa. Las Enanas Blancas tienen una centésima parte del radio solar, pero son muy densas y pesadas; su masa es aproximadamente igual a la del Sol.

Supernovas

Si esta Gigante Roja tiene mucha masa (más de 3 veces la masa del Sol), a través del proceso de nucleosíntesis recalienta el núcleo. Cuando las reacciones nucleares llegan hasta la producción de hierro, el aumento de la temperatura da lugar a una violenta explosión, denominada Supernova. Luego de la explosión, el núcleo de la estrella es tan denso que una pequeña muestra del tamaño de una cabeza de alfiler pesaría toneladas.

Estrellas de Neutrones

Son los remanentes de una supernova. Quedan como estrellas muy pequeñas y extremadamente pesadas. Un solo trozo de materia de estrella de neutrones del tamaño de una de estas estrellas pesaría cien millones de toneladas en la Tierra.

Agujero Negro

Se describe al agujero negro como una singularidad. Se produce cuando una estrella comienza a compactarse y no se detiene, superando la presión de degeneración de neutrones. Se llama agujero negro porque la luz no tiene forma de escapar debido a su inmensa gravedad.

Características del Agujero Negro:

• Gravitación Enorme: Los objetos y cuerpos caen hacia él.
• Distorsión del Espacio-Tiempo: Es un lugar donde las leyes de la física que conocemos no pueden ser aplicadas del todo, produciendo mayores distorsiones sobre los objetos.
• Dilatación Temporal: Cuando un objeto cae, el tiempo pasa más lento para él, lo que hace imposible verlo justo al momento de caer.

Sistemas Estelares

Una estrella solitaria no es común en el cosmos. Más de la mitad de las estrellas que se observan en el cielo son, en realidad, sistemas de dos o más estrellas que giran una alrededor de la otra.

• Ejemplo de Sistema Binario: Sirio, la estrella más brillante que vemos a simple vista, tiene por compañera una enana blanca.
• Ejemplo de Sistema Múltiple: Alfa Centauri, la estrella más cercana a la Tierra, es en realidad un sistema compuesto por tres estrellas.

Fenómenos Cósmicos y Física Moderna

Constelaciones

Diferentes culturas imaginaron que en el cielo existían distintas figuras formadas por estrellas. Son conjuntos de estrellas que tienen alguna figura especial a las que el hombre, con su imaginación, les puso nombre. Ejemplos:

• Centauro (caballo con cabeza de hombre).
• Cruz del Sur.
• Orión.
• Las Tres Marías.

La Expansión Acelerada del Universo

En 1929, Edwin Hubble, al analizar la luz de las estrellas, se dio cuenta de que ciertas líneas del espectro de la luz de las galaxias se encontraban desplazadas hacia el rojo (redshift). Este desplazamiento solo puede significar una cosa: los cuerpos celestes se alejan de nosotros a velocidades cercanas a la de la luz.

Las galaxias no se expanden; se expande el espacio entre ellas. Esto explica por qué las galaxias se ven más rojas (debido al estiramiento de las ondas de luz a medida que el espacio se expande).

Finales Posibles del Universo

Los científicos han propuesto varios escenarios para el destino final del universo, siempre considerando la presencia constante de la gravitación:

1. Big Crunch: El universo se expande hasta un punto y luego comienza a compactarse totalmente, como un Big Bang al revés. Se teoriza que luego se crearía otro Big Bang, y el ciclo se repetiría sucesivamente.
2. Expansión Lenta: El universo se expande justo lo necesario como para no compactarse, pero cada vez a menor velocidad.
3. Expansión Acelerada (Modelo Actual): El universo se expande, pero acelerándose. Esto es lo que se cree que está sucediendo. Se está investigando la causa de esta aceleración (posiblemente la energía oscura), que podría llevar a que, en algún momento, la expansión sea tan violenta que desgarre toda la materia (Big Rip).

Radiación Electromagnética Cósmica

Los científicos se dieron cuenta de que, desde las estrellas, no solo llegaba luz visible, sino también otro tipo de radiaciones. Las galaxias emiten luz en todo el rango de radiaciones electromagnéticas:

• Ondas de radio y microondas.
• Rayos infrarrojos (IR).
• Luz visible y ultravioleta (UV).
• Rayos X y gamma.

Cada una de ellas transporta energía. Para estudiar estas radiaciones, que no son visibles, se necesitan detectores y radiotelescopios especiales, que no son afectados por la luz de la atmósfera. En las últimas décadas del siglo XX, con la puesta en órbita de satélites que detectan estas radiaciones, se pudo obtener información muy precisa sobre la forma y estructura de los objetos en el universo.

El Sol es una fuente enorme de ondas de radio. Júpiter también emite ondas de radio.

Teoría de la Relatividad Especial

Albert Einstein fue el primero en afirmar que si un observador viaja lo bastante rápido como para acercarse a la velocidad de la luz (300.000 km/s), experimentaría la dilatación del tiempo. Por ejemplo, si usted viajara a una velocidad cercana a la de la luz, podría llegar a Marte en un par de días según su reloj, mientras que en la Tierra habrían transcurrido 21 años. El tiempo se mueve más despacio para el observador en movimiento, lo que significa que el envejecimiento es un fenómeno relativo.

Fundamentos de la Energía Nuclear y la Radiactividad

Energía Nuclear

La energía nuclear es la energía que proviene de los núcleos de los átomos.

Radiactividad Natural

La energía nuclear natural proviene de átomos que tienen grandes cantidades de protones y neutrones en sus núcleos. Debido a su inestabilidad y gran cantidad de energía, estos núcleos se liberan solos en forma de radiación para poder estabilizarse (llegar a un estado de mínima energía). A este proceso se le llama desintegración espontánea.

Identidad Atómica e Isótopos

El Número Atómico

El número de protones en un átomo (número atómico) es lo que le da identidad. Si ese número cambia, el átomo pasa a ser otro elemento.

Desintegración Radiactiva

Cuando un átomo radiactivo, como el Uranio, comienza a desintegrarse, pasa por muchas reacciones, perdiendo:

• Protones (rayos alfa).
• Electrones (rayos beta).
• Rayos gamma.

Así, se va transformando en otros átomos de masa y número atómico más pequeños hasta desaparecer. Se puede calcular el período de semidesintegración o tiempo de vida media de estos elementos.

Isótopos

Los isótopos son átomos que tienen igual cantidad de protones (por lo tanto, son el mismo elemento), pero varían en su cantidad de neutrones. Si varían en la cantidad de neutrones, varían en la masa. Es importante notar que no todos los isótopos son radiactivos.

Tipos de Radiaciones

Los átomos radiactivos pueden desintegrarse emitiendo tres tipos de radiaciones. Además de tener distintas cargas, tienen distintas fuerzas de penetración en la materia:

• Rayos Alfa
• Rayos Beta
• Rayos Gamma