Astronomía y Big Bang - Página web de Lorenzo

Tema-1
Algo de Astronomía
Edad del universo: 13700 millones de años
Edad sistema solar: 4500 millones de años
1 año-luz: distancia recorrida por la luz en un año = 9.460.800.000.000 km, casi 10 billones de km.
Radio galaxia: 50000 años luz
Distancia del Sol a la galaxia más cercana: 200000 años luz
Distancia del Sol a la estrella más cercana: 4,22 años luz
Distancia del Sol a la Tierra: 8,32 minutos luz = 1 unidad astronómica ( 1 UA)
Radio de la Tierra: 6370 km
Radio del sistema solar = 100 UA
Para tener una noción de la dimensión astronómica de las distancias en el espacio, es interesante hacer
unos cálculos y hacernos de un modelo que nos permita tener una percepción más clara de lo que está
en juego. Imaginemos, por ejemplo, un modelo reducido en el que el Sol estaría representado por una
pelota de fútbol (de 220 mm de diámetro). A esa escala, la Tierra estaría a 23,6 m de distancia y sería
una esfera con apenas 2 mm de diámetro (la Luna estaría a unos 5 cm de la tierra y tendría un diámetro
de unos 0,5 mm) . Júpiter y Saturno serían bolitas con cerca de 2 cm de diámetro, a 123 y a 226 m del
Sol respectivamente. Plutón estaría a 931 m del Sol, con cerca de 0,3 mm de diámetro. En cuanto la
estrella más próxima (Próxima Centauri) estaría a 6.332 km del Sol, y la estrella Sirio a 13.150 km.
Si se tardase 1 h y cuarto en ir de la Tierra a la Luna (a unos 257.000 km/h), se tardaría unas 3
semanas (terrestres) en ir de la Tierra al Sol, unos 3 meses en ir a Júpiter, 7 meses a Saturno y unos 2
años y medio en llegar a Plutón y dejar nuestro sistema solar. A partir de ahí, a esa velocidad,
tendríamos que esperar unos 17.600 años hasta llegar a la estrella más próxima, y 35.000 años hasta
llegar a Sirio.
http://www.astronavegador.com/index.htm
http://www.atlasoftheuniverse.com/espanol/index.html
Teoría del Big Bang
- Hechos:
1. Desplazamiento al rojo de la radiación emitida por las estrellas. Las estrellas se alejan unas de
otras con una velocidad tanto mayor cuanto más alejadas estén
2. Radiación de fondo (microondas).
- Explicación : Si retrocedemos en el espacio y el tiempo, las estrellas se irán acercando hasta estar
toda la matera-energía concentrada en un punto.: creación del universo hace 13700 millones de años.
Se crea al mismo tiempo la materia, la energía, el espacio y el tiempo.
La aparición de las partículas elementales, y de las cuatro fuerzas de interacción que rigen su
comportamiento,( gravitatoria, electromagnética, nuclear fuerte y nuclear débil)no es más que el
resultado del progresivo enfriamiento de la energía primordial liberada en el gran estallido, como
consecuencia de la continua expansión del espacio tiempo
Se distinguen varias etapas en la formación del Universo según esta teoría:
a) Era de Planck: comprendido entre la explosión inicial y 10-43 s. No existe teoría física para
describirlo (falta teoría cuántica de la gravitación)
b) Era de la gran unificación: (10-43s y 10-35s), se separa la fuerza de la gravedad y permanecen
unidas las otras tres
c) Era de la inflación: (10-35s y 10-32s).El Universo se expandió bruscamente y en ese intervalo de
tiempo pasó de tener el tamaño de una canica a casi el tamaño actual
d) Era electrodébil o de los quarks: (10-32s y 10-12s). Se separa la fuerza nuclear fuerte. Se forma
una sopa de partículas y antipartículas elementales,(quarks y antiquarks), a partir de la energía.
(E=mc2)
e) Era hadrónica: (10-12s y 10-3s). Se separa la nuclear débil de la electromagnética. A partir de los
quarks se forman las partículas y antipartículas del núcleo: protón y neutrón ( antiprotón y
antineutrón)(hadrones).(Además se forman mesones)
f) Era leptónica: (10-3 s y 1 s). Se forman nuevas partículas elementales y antipartículas,
(leptones). Por ejemplo electrón y neutrino. Al final de la era leptónica toda la antimateria
había desaparecido y su aniquilación produjo una norme cantidad de energía radiante en forma
de fotones. El Universo contiene mil millones de veces más fotones que el resto de partículas
juntas. Estos fotones son el resto de la antimateria primordial.
g) Era de la nucleosíntesis: (Entre 1 s y 300000 años). Protones y neutrones se asocian para
formar núcleos de H(deuterio y tritio). Debido a la alta temperatura se forma núcleos de He4 y
algo de Li.(Primeras reacciones nucleares de fusión)
h) Era de los átomos y de la radiación: (entre 300000 y 106 años). Actúa la fuerza
electromagnética y se forman átomos de H, He y algo de Li. El Universo se hace transparente y
la radiación fotónica puede escapar a través de la materia formada por átomos. (Esto último es
debido a que los fotones dejan de interactuar con los electrones)
i) Era de las galaxias: (106años y 13700 millones de años). Se forman las galaxias a expensas de
inmensas nebulosas primordiales de H; He y algo de Li. El Universo continúa en expansión que
se está acelerando. Esto es debido a la existencia de una energía oscura de naturaleza
desconocida,(74% del Universo)que acta como fuerza repulsiva en contra de la gravedad
Desde un punto de su constitución el Universo está formado hoy en día por:
a) Dos tipos de quarks: up(u) y down(d)
b) Dos leptones: electrón (e-) y neutrino electrónico (υe)
c) Partículas portadoras de fuerza: Fotón (γ)(electromagnética);gluones(fuerte) y W-;W+ y Z(
débil)
http://www.isftic.mepsyd.es/w3/tematicas/cosmologia/index.html
http://www.particleadventure.org/spanish/index.html
Evolución estelar
Como hemos visto durante la era de la nucleosíntesis se formaron en el Universo los núcleos de H, He
y algo de Li. Los demás elementos químicos se han formado por reacciones de fusión en el interior de
las estrellas, pues es el único lugar del Universo donde se dan en la actualidad las condiciones que se
dieron en el conjunto durante la era de los átomos y de la radiación.
Las estrellas nacen en unas regiones de gran masa y pequeño tamaño denominadas nebulosas. Las
nebulosas son nubes gaseosas de H,He, elementos químicos pesados (polvo cósmico) y algunos
compuestos orgánicos.
Durante la era de la inflación, la primitiva y homogénea nebulosa primordial se dividió en
fragmentos a partir de los cuales se formaron las galaxias, en cuyo interior se encuentran las nebulosas,
en cuyo interior se formaron y siguen formando las protoestrellas cuya evolución y destino final
depende de su masa.
Veamos la evolución de una estrella como el Sol. Cada protoestrella se hace cada vez más compacta lo
que favorece la colisión entre los átomos de hidrógeno, lo que hace aumentar la temperatura y como
consecuencia cuando se alcanza un valor crítico de 10 millones de grados comienza la fusión nuclear
para producir He, que se va acumulando en el núcleo de la estrella acompañada de la emisión de una
gran cantidad de energía. La estrella se ha “encendido”. Hay un equilibrio en la estrella entre esta
energía liberada, y la gravedad mientras se consume todo el H. Al ir desapareciendo el H se pierde
masa y la componente expansiva hace que la estrella se convierta en una gigante roja.
Mientras tanto el He se ha ido acumulando y compactándose en el núcleo de la gigante roja lo que
permite otra reacción de fusión y la producción de C. La liberación de una enorme cantidad de energía
hace que la estrella se hinche y se vuelva inestable: sus capas externas forma un anillo de humo
estelar,(nebulosa planetaria) y el núcleo se transforma en una enana blanca, cuya energía proviene de
la síntesis del carbono a partir del He. Cuando se agote este combustible formará una estrella oscura y
fría denominada enana negra.
En estrellas con masas mayores que el Sol (> 10 veces la masa solar), la protoestrella se convierte en
una estrella gigante pero emite más cantidad de energía por lo que recibe el nombre de estrella azul.
Al consumirse todo el H se convierten en una supergigante roja, cuyo núcleo es parecido a una
cebolla, y en donde en cada capa concéntrica se forma un elemento químico cada vez más pesado,
hasta que se forma Fe. Todas las reacciones de nucleosíntesis liberan energía pero la formación de Fe
la consume. Esto hace que la supergigante roja se colapse en una tremenda implosión que rebota en el
núcleo extremadamente denso y de lugar a una tremenda explosión que expulsa una enorme cantidad
de materia. El núcleo queda convertido en una estrella de neutrones y si la estrella era muy masiva
en un agujero negro.
En esta fase final la estrella se ha convertido en una supernova y en este holocausto nuclear se
sintetizan el resto de elementos pesados que al dispersarse en el espacio contaminan las nebulosas, lo
que origina estrellas más ricas en elementos pesados que sus predecesoras.
Por lo tanto nuestro planeta y la materia orgánica deben su existencia a estos colosos por lo que
podemos decir que somos polvo de estrellas.
http://www.astronomia.net/cosmologia/stellar_a.htm