UNIVERSIDAD NACIONAL DE COLOMBIA SEDE MANIZALES
Por Gonzalo
Duque-Escobar
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Presentación
Imagen 0.
Observatorio Astronómico de Manizales AOM, dependencia de la Universidad
Nacional de Colombia, en: http://oam.manizales.unal.edu.co
Este documento, hace parte
del material didáctico preparado para el Taller de Astronomía que
se dicta desde 1985 en la U.N. de Colombia, actividad del Observatorio
Astronómico de Manizales AOM que en los últimos años se ha desarrollado como un
Curso de Contexto, hoy convertido en asignatura electiva a la
cual también asisten otros ciudadanos interesados en la Astronomía.
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La vida
El Universo tiene cerca de 15
mil millones de años y la Tierra menos de 5000 millones. Nuestros ancestros
humanos apenas aparecen hace 2 a 6 millones de años, dependiendo de si se habla
del Ardipithecus o del Homo.
No está claro que hubiera vida antes de
4000 millones de años. Las principales evidencias que se tienen son los
fósiles, y las más antiguas son microfósiles de 3800 millones de años.
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La aparición del
hombre
Imagen 2 en: http://www.infoplease.com
El Homo Robustus habitó en la pradera y el Homo Habilis habitó
la selva. El primero utilizó redes y lanzas como herramientas, y el segundo
arcos, cerbatanas y flechas.
Cuando el Homo Habilis se
establece en el ecotono (frontera entre selva y pradera), toma ventaja,
suma a sus herramientas las del Homo Robustus para evolucionar hacia Homo
Erectus, y luego al Homo Sapiens.
El Homo Hábilis, de considerable tamaño craneal, baja de los árboles
y camina sólo con sus piernas. El Homo Erectus ya fabrica herramientas pulidas
y descubre el fuego y su uso. Pero es con el Homo Sapiens caracterizado por su
aumento craneal y desarrolladas articulaciones, que se da la aparición del
lenguaje.
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Evolución humana
Por no poseer físicamente una ventaja específica, creamos
herramientas y las desarrollamos todas. Así pasamos del Homo Hábilis, al
Homo Erectus y al Homo Sapiens, evolucionado culturalmente. Nuestra
anatomía fue primero similar a la del simio: piernas cortas, brazos largos, y
columna vertebral en forma de C.
Ahora los humanos aparecemos con una columna en forma de S,
mandíbula en lugar de quijada y miembros inferiores largos y superiores cortos.
La evolución bilógica expresada en cambios en el cráneo y de las manos
libres extendiendo las falanges, se han correspondido con la evolución del
cerebro, evidencia de la evolución cultural.
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Las comunidades
primitivas
La cultura comprende aspectos infraestructurales
relacionados con la tecnología, los
medios de producción disponible; aspectos estructurales relacionados con la organización social y las
instituciones, y aspectos supraestructurales que englobarían símbolos inmateriales e ideales.
Como no teníamos en la mano
la potencia de la garra del puma ni en la pierna la velocidad de la gacela:
inventamos el hacha y la rueda, y finalmente lo inventamos todo. Después
del arco y la lanza, el fuego y el abrigo fueron fundamentales para la especie
humana.
Tras las lluvias
torrenciales, con el verano, en los valles de salida de los ríos florecieron
las praderas para proveer alimento a los herbívoros. Y allí donde cazaban
carnívoros aprendimos el arte de domesticar animales.
En el pasado fuimos
carroñeros: donde comían los carnívoros hicimos amistad con el perro,
aprendimos el arte de domesticar los animales y de cultivar la tierra.
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Del trabajo
colectivo al trabajo especializado
Mientras el
Paleolítico inicia en las épocas glaciares del Pleistoceno, y termina con
él cuando el Hombre ha entrado a América, en el Neolítico, hace apenas 12 mil años, surgen la agricultura y
luego los poblados.
El trabajo en grupo facilitó la
supervivencia. Más adelante, el trabajo se especializa: unos pescan, otros
cazan y otros finalmente cultivan la tierra.
Como algunos bienes
cultivados como los granos se almacenan, pero otros de la caza y la pesca como la carne no, la mayor ventaja la sacan los grupos humanos que
cultivan cereales, quienes se establecen y dedican a la agricultura de
productos no perecederos, sobre todo empleando mamíferos domesticables de
fuerza utilizable.
Por la división del
trabajo se requiere de intercambios de productos entre grupos humanos, y
del desarrollo de las formas de comunicación: así el lenguaje pasa de ser
simple a complejo.
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Privilegios
fortuitos I
En México, cada año durante los rituales del calendario azteca y
nahua del maíz, se sacrificaban miles de víctimas humanas ofrecidas al Sol.
De 14 mamíferos
domesticables y tres cereales privilegiados, el europeo contó con 10 de
esas especies animales y con el trigo; el asiático con pocas de ellas y el
arroz; y el hombre americano solamente con la llama el maíz.
Pero los grupos humanos
primitivos en Nueva Guinea no contaron con ninguna ventaja asociada a esos
bienes de la naturaleza: así se explica el canibalismo humano tardío como forma
de resolver las deficiencias de proteínas en algunas comunidades.
Dicho canibalismo entre
humanos con propósitos y prácticas de variada naturaleza, ha sido
registrado en tribus y etnias de todas las latitudes: celtas; indios
amazónicos, anasazis y aztecas; grupos polinésicos y pigmeos; tribus de Nueva
Guinea, grupos Maoríes y del Congo.
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Privilegios
fortuitos II
El imperio Inca abarcó cerca de 2 millones de kilómetros cuadrados
entre la costa pacífica y la selva amazónica, y desde el sur de Colombia hasta
el río Maule en el centro de Chile.
Las ventajas de la vaca y el
buey, y del caballo y la mula,
son notables: se hacen adultos en tan sólo dos o tres años, se domestican y
proveen energía para el trabajo, leche, carne y pieles.
El elefante requiere 15 años
para que se pueda utilizar; los carneros y ovejas, aunque ofrecen carne, piel y
leche, son de escasa potencia animal; el escenario para el camello es el
desierto y para la llama la tundra, por lo que sus usos están restringidos por
el clima; finalmente, la cebra y el bisonte no poseen un carácter dócil.
Los cereales considerados
como la base de las grandes civilizaciones en el caso del arroz, el maíz y
el trigo, son ese conjunto de plantas herbáceas gramíneas cuyas semillas se
pueden almacenar y emplear, generalmente molidas o en forma de harina, para
proveer la alimentación humana y del ganado.
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Gracias a los
calendarios aparece la agricultura.
En
Mesopotamia, la agricultura y la ganadería se impusieron desde 6000 a. C., lo
que supone la entrada de lleno al Neolítico.
La astronomía está en la base
de la civilización: una de las características de la especie humana, es la
de anticiparse en el tiempo: la de planear y construir su futuro.
Con las fases de la Luna se crean
los conceptos de la semana y el mes; y con las estaciones el del año.
Cada fase lunar da la idea de una semana y cada luna nueva la del mes: esto
permitirá la contabilidad del tiempo en la administración de los procesos
humanos individuales y colectivos.
Ya con los calendarios se
pueden anticipar los períodos de lluvia, de pesca y de cría, las siembras y las
épocas de cosecha. De esta forma las comunidades nómada recolectoras, se podrán
establecer, producir más y construir sus poblados.
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Gracias a la
agricultura, aparecen los poblados
Imagen 9. Petra, Jordania, fundada hacia el siglo VII a. C. en un lugar
estratégico para las caravanas, abandonada en el siglo VIII d. C. por el cambio
de las rutas del comercio http://upload.wikimedia.org
El hombre primero fue errante
o nómada, hasta que se establece con los animales domesticados al pie de sus
cultivos. Los primeros poblados aparecen hace sólo unos 10 mil años a.
p..
La ciudad, aunque más
reciente, es un desarrollo tecnológico tan fundamental como lo fueron el
fuego y la rueda en los primeros estadios del desarrollo. Con cada clase de
sociedad asociada al apogeo de cada factor de producción (esclavitud,
feudalismo capitalismo…), las ciudades también han venido evolucionando.
El medio ambiente, inicialmente un medio fundamentalmente natural y
luego un medio más transformado o paranatural, ha evolucionado gracias a la relación
dialéctica, de simbiosis y parasitismo, entre las colectividades humanas y
el medio ecosistémico.
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Gracias a los
poblados surge la escritura
Imagen 10a: Los jeroglíficos
El orden en la evolución
de los jeroglíficos, muestra el desarrollo de la escritura, con esta
secuencia:
La contabilidad
El pictograma
(mujer = figura)
El ideograma (mujer
feliz = figura +sentimiento)
El fonograma (sólo
consonantes)
El alfabeto
(aparecen las vocales)
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Es necesario informar sobre la cantidad y los atributos de las
cosas, para saber lo que se tiene, pero también sobre su estado y lo que se
dispone: de ahí que la contabilidad tiene que evolucionar de los pictogramas a
los ideogramas, y éstos a fonogramas y al alfabeto, para facilitar el trueque y
más adelante el comercio.
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Gracias a la
escritura surgen los imperios.
La civilización Maya (1000
a.C. a 900 d.C) tuvo similitud con la babilónica: su calendario se basaba en
la Luna. Ambos medios, son poco húmedos y fértiles, pero no de clima
desértico. Su arquitectura y orfebrería soportadas en la arcilla, resulto de
formas variadas.
El imperio Inca (siglos XV a
XVI), tuvo similitud con el egipcio: su calendario se basaba en el Sol.
Perú y Egipto son medios desérticos pero productivos por sus suelos limosos y
ríos en sus valles. Su arquitectura simple, estuvo soportada en la piedra.
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Los calendarios
Imagen 12:
Stonehenge 2700 a.C., en el solsticio de verano, el
Sol sale alineado con el eje de la construcción. http://www.astroelda.com
Los calendarios
aparecen en los cimientos de la ciencia. La medida del tiempo para las necesidades humanas se soporta
en la división del tiempo basada en los movimientos periódicos de la Tierra,
el Sol y la Luna.
De la regularidad del
movimiento de los astros en el cielo, surgen los calendarios, y con ellos las
primeras leyes físicas.
El calendario más antiguo del año 8000 a.C. fue encontrado
en un monumento mesolítico de Aberdeenshire, Escocia. El calendario egipcio
surge a principios del tercer milenio a. C.
El Calendario babilónico es del Siglo VI a.C., mientras el año
de doce meses se crea en el 700 a.C. por Numa, el segundo rey de Roma. El año
romano no iniciaba en enero sino en marzo, y terminaba en diciembre: los
diez meses del calendario romano fueron: Martius, Aprilis, Maius, Iunius,
Quintilis, Sextilis, Septembris, Octobris, Novembris, Decembris.
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Egipto y Babilonia
La astronomía babilónica que
se remonta al tercer milenio a. C. tuvo su auge hacia 600-500 a. C. Su
principal aporte fue el Ciclo de Saros: 223 meses sinódicos o lunas
llenas, un período útil para predecir los eclipses, en el que cada 18 años por
suerte se repite un múltiplo común de S, D y A, cuando la Tierra ocupa el mismo
punto de su órbita. Dicho calendario fue de base lunar.
El calendario egipcio
contrariamente se apoyaba en el ciclo solar. El comienzo del año, que
venía determinado por el orto de Sirio, coincidía con las crecientes del
Nilo; de ahí la relevancia del dios Ra, dios de la vida y símbolo de la luz
solar. Cuando llegaba el verano a Egipto, con el invierno en el corazón de
África, el Nilo se desbordaba para fertilizar con los limos el fértil valle
vecino al desierto.
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Grecia 1
A Pitágoras de Samos (aprox.
582 a.C - 507 a.C) se le atribuye la invención de la tabla de multiplicar y del
teorema que lleva su nombre. Formó una especie de secta o cofradía, con
rituales y doctrinas esotéricas. Para los Pitagóricos (572-48 a.C.), el
cielo era números y armonía, y el trabajo era para los esclavos.
Por oposición a este modo de
pensar, se da el pensamiento práctico de Arquímedes de Siracusa (287-212
a.C.), notable físico, ingeniero, inventor, astrónomo y matemático griego
recordado por el Principio de Arquímedes y el estudio de palancas, y creador de
otros aportes a la matemática, la ingeniería y la geometría.
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Grecia 2
Tales de Mileto (640 a.C.), el primero de los grandes astrónomos y notable
geómetra griego, creía que el Universo era esférico.
Aristóteles (384 a.C.), científico, polímata y filósofo macedonio considerado el padre
fundador de la lógica y de la biología, combatió la idea de una Tierra plana
con ideas soportadas en observaciones como las del cambio de posiciones de las
estrellas en el cielo conforme varía la latitud, la geometría circular de la
sombra de la Tierra proyectada sobre la cara visible de la Luna durante un
eclipse Lunar, y la forma como aparecían en el horizonte las naves que llegaban
por el mar: primero mostrando el mástil de la vela en la lejanía y luego la
quilla que completaba su imagen cuando se acercaba.
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Grecia 3
Imagen 16: Solsticios
y Equinoccios.
Los Solsticios y Equinoccios, son la consecuencia de la
inclinación del plano ecuatorial de la tierra en 23º,5, respecto al plano
orbital o de la eclíptica.
Eratóstenes nacido
en Cirene, ahora Libia, en el año 284 a.C., mide la circunferencia de la
Tierra utilizando la diferencia en la altura del Sol de mediodía, entre
Siena y Alejandría, diferencia que alcanza 7º,5 en el solsticio de verano.
Con la medida de la distancia entre ambas
ciudades estimada en 5000 Estadios, calcula el perímetro de la Tierra en “50”
veces esa distancia, valor resultante del cociente 360º/ 7º,5. Un Estadio
equivale a 185m y “n” vale 50.
A Eratóstenes se le atribuye la invención de
la esfera armilar que se empleó hasta el siglo XVII.
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Grecia 4
Imagen 17: Movimientos de precesión
y nutación del eje terrestre
Hiparco
(190-120 a. C.), el astrónomo griego más importante, inventó la
trigonometría, hizo un catálogo de más de 1000 estrellas y descubrió la
precesión del eje terrestre.
Calculó con
bastante exactitud la distancia Tierra-Luna, obteniendo una cifra que
oscilaba entre 59 y 67 veces el radio R de la Tierra. Hoy sabemos esa relación
es 60,28 ya que TL=384000 km y R=6370 km.
La tierra, además
de su rotación y traslación, presenta dos movimientos en el eje polar geográfico:
la precesión y la nutación. El período de la precesión es de 25800 años.
La inclinación del eje polar, que es la
existente entre los planos ecuatorial y de la eclíptica, mide 23º,5. Ver
figura.
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Grecia 5
Aristarco de Samos (310-230 a.C.) matemático y astrónomo de la Escuela de
Alejandría y primera persona que propone el modelo heliocéntrico. Estimó que la
distancia Tierra-Sol era 19 veces mayor que la distancia Tierra-Luna,
deduciendo que el Sol tenía que ser mucho más grande y debía ocupar el centro
del U. En realidad la relación de las distancias promedio, medidas desde la
Tierra al Sol y a la Luna, y de los diámetros del Sol y de La Luna, es 400.
Aplicó por vez
primera la Geometría a la Astronomía, y así pudo
calcular que el diámetro lunar es 0,36 veces el de la Tierra (hoy sabemos es
0,27). También con bastante exactitud, determinó que la distancia desde
nuestro planeta a la Luna era 225,4 veces el radio de ésta.
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Edad media 1
Imagen 19a: Modelo Geocéntrico
de Claudio Ptolomeo.
El Almagesto de
Ptolomeo, última obra representativa de la gloria de la antigüedad clásica, contiene un catálogo de estrellas que se toma de una obra
perdida de Hiparco. El Almagesto también estableció criterios para
predecir eclipses.
Claudio
Ptolomeo (85-165 d.C. aprox.) propone un sistema geocéntrico. La teoría
de los epiciclos de Ptolomeo permitía, no sólo dar una explicación
teórica al movimiento de los planetas, sino también obtener predicciones
fiables de su posición.
Los epiciclos
(círculos pequeños) y los deferentes (círculos grandes), permiten estructurar el modelo planetario y
explicar sus movimientos, bajo el presupuesto de órbitas y trayectorias siempre
circulares.
Al estancamiento de
las ciencias y artes durante el largo período de la Edad Media, que va del siglo V cuando se desintegra el Imperio
Romano hasta el siglo XV en que aparece la Imprenta, se suma el predominó del legado ptolemaico del sistema geocéntrico apoyado
por la Iglesia, acorde con las escrituras y la visión Aristotélica.
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Edad media 2
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Los astrónomos árabes, quienes dieron nombre a muchas estrellas, recopilaron
nuevos catálogos de estrellas en los siglos IX y X y desarrollaron tablas del
movimiento planetario y tradujeron el Almagesto de Ptolomeo, texto que pasa del
griego al árabe y luego del árabe al latín.
Dentro de sus
principales exponentes se encuentran el astrónomo turco Al-Batani (858-929), y
los astrónomos persas Al Sufi (903-986) y Al-Farghani (805-880).
Estos conocimientos
llegan a Europa Central con las invasiones turcas de Europa Oriental a lo largo
del siglo XV.
El astrónomo árabe Azarquiel, máxima figura de
la escuela astronómica de Toledo del siglo XI, fue el responsable de las Tablas
toledanas que en 1272 se sustituyen por las Tablas alfonsíes, bajo el
patrocinio de Alfonso X el Sabio (1221-1284)
En ese ambiente
oscurantista, el astrónomo alemán Regiomontano (1436-1476), además de realizar
observaciones astronómicas, discute las
teorías establecidas, y el alemán
Nicolás de Cusa (1401-1464) filósofo clave en la transición del pensamiento
medieval al del Renacimiento, plantea que
la Tierra no está en reposo y que el Universo no es finito.
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El
Renacimiento
Imagen19b: Modelos de Copérnico y de
Ticho Brahe
Renacimiento es el nombre de un amplio movimiento cultural de corte humanístico que se produce en Europa Occidental, y
especialmente en Italia durante los siglos XV y XVI, en el que se genera
una renovación en las artes y en las ciencias.
El sistema Geocéntrico
de Claudio Ptolomeo 100 d. C. 170 d. C.) se sustituye por el modelo Heliocéntrico de
Nicolás Copérnico (1473-1543), el astrónomo polaco que “movió el mundo”.
Tycho Brahe propuso un sistema intermedio, con la Tierra como
centro circundada por la Luna y por el Sol, y éste a su vez circundado por los
planetas.
Estos modelos que no eliminan
los epiciclos, sostienen que en el espacio supralunar, mundo inmutable y de
la perfección, las órbitas planetarias son siempre circulares y las
velocidades planetarias constantes.
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Encuentro de dos
neolíticos
El neolítico
del español, el trigo, el caballo, el
buey y la gallina. V.S. el neolítico del indio, el maíz, el
perro, la llama y el pavo.
En América inventamos
la rueda, pero por falta de
tracción animal solamente se utilizó acostada en los husos para hilar.
Según las teorías
del poblamiento de América, los paleoamericanos entraron al continente durante
la última glaciación a través de Beringia, en el ocaso del Paleolítico hace
unos 12 mil a 14 mil años.
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América y la
navegación
Imagen 21: Medida de la latitud con la estrella Polar
Con las
carabelas, la navegación sale del Mediterráneo, para entra a los extensos
océanos como el Atlántico en tiempos de los grandes descubrimientos.
En ese medio, la astronomía
es la nueva herramienta de los navegantes para ubicarse, dado que no podrán
tener la costa a la vista para navegar por cabotaje.
La altura de la
polar sobre el horizonte, da la latitud en el
hemisferio norte; pero queda faltando la longitud geográfica para
conocer la posición del barco, asunto que demanda el uso de efemérides
confiables y conocimientos en astronomía lo que obliga a formar a los marinos
en escuelas, a construir efemérides y aparatos para la medición fina del tiempo
y de los ángulos.
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Trigonometría
esférica 1
Imagen 22: La esfera celeste el
triángulo esférico
La astronomía
requiere de una herramienta como la trigonometría esférica: el modelo supone la
Tierra ocupando el centro de la esfera celeste de radio infinito y
unitario. Si se prolonga el eje polar, se interceptará la esfera celeste en los
polos celestes P y P´. En torno al Eje del Mundo PP´ rota la esfera celeste con las estrellas,
quienes describen círculos menores como el del astro R, llamados
círculos diurnos.
La esfera celeste,
permite calcular las posiciones de los astros, mediante arcos de círculos
máximos, o de radio
igual al de la esfera: El Ecuador celeste QQ´ es un círculo máximo,
perpendicular al Eje PP´, cuyos puntos equidistan de los polos celestes P y P´.
Todo círculo máximo
que contenga los polos celestes PP´ se denomina meridiano celeste. El horizonte
del Observador es el círculo máximo NWSE, que parte la esfera celeste en dos
hemisferios: uno visible que contiene el Cenit y otro invisible que contiene el
nadir.
Un triángulo
esférico, como PNW, es la superficie de esfera limitada por tres arcos de
círculo máximo.
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Trigonometría
esférica 2
Imagen 23a: Coordenadas Horizontales
Una estrella como R
también puede definirse con coordenadas horizontales: el acimut “Az” y
la altura “h” sobre el horizonte´, utilizando arcos de círculo máximos perpendiculares entre sí. Los aparatos de
topografía, pueden medir el acimut y la altura de un astro.
En la imagen
superior, la línea cenit - nadir ZZ´, es perpendicular al horizonte del
observador NS, y los Ejes NS y PP´ hacen un ángulo “fi” igual a la latitud del
observador, dada por el arco PN. La imagen ilustra una latitud norte.
Imagen 23b: Coordenadas
Ecuatoriales
La posición de la
estrella como R, cuyo movimiento aparente describe un círculo menor perpendicular
al eje PP´, puede definirse en otros
círculos ortogonales, con el ángulo horario “t” igual al arco QK, y la
declinación “d” igual al arco KR. Estos ángulos, son las coordenadas
ecuatoriales de R que utilizan el ecuador celeste QQ´ y el primer meridiano
celeste del astro R (asociado a Greenwich).
La ascensión recta
alfa, que se mide desde el punto Vernal “gamma”, hasta el meridiano del astro
en K, ambos ubicados sobre el ecuador celeste QQ´, suele utilizarse por los franceses
en lugar de la coordenada t.
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Trigonometría
esférica 3
Imagen 24: Triángulo Polo -
Cenit – Astro
Para transformar coordenadas horizontales en ecuatoriales y
viceversa, debe resolverse el triángulo esférico polo-cenit- astro, PZR,
mediante las siguientes relaciones,
asociadas a los lados y ángulos dados:
cos z = sen δ sen φ + cos δ cos
φ cos t (1)
sen z cos Az = -sen δ cos φ + cos δ sen φ cos t
(2)
sen z sen Az = cos δ sen
t (3)
Astro del W
(Izq)
• Ángulos
Z = 180º -Az
P = t
• Lados
PZ = 90º -φ
PR = 90º-δ
ZR = 90º -h
Astro del E
(Der)
• Ángulos
Z = Az - 180º
P = 360º -t
• Lados
PZ = 90º -φ
PR = 90º-δ
ZR = 90º -h
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Kepler 1.
Johannes
Kepler (1571-1630)
enfermizo, prematuro y de visión doble, es el inventor de la cámara oscura y de
la ciencia ficción. Usa las observaciones del astrónomo danés Ticho Brahe
(1546-1601) hechas con grandes cuadrantes de pared desde los observatorios
de Dinamarca, y entre éstas las de Marte con un error medio de apenas 2' de
arco.
Los instrumentos
diseñados por Brahe le permitieron mediciones astronómicas con una precisión
muy superior a la de la época.
Imagen 25b: El movimiento planetario
Pero el mayor
aporte de Kepler son las tres Leyes del movimiento planetario, que
describen los movimientos elípticos de los planetas transitando con velocidad
variable en torno al Sol que se ubica en uno de los focos de dicha trayectoria,
y de conformidad con la “ley de las áreas” según la cual, el radio
vector Sol-Planeta, barre áreas iguales en tiempos iguales.
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Kepler 2.
Imagen 26a:
Tamaño relativo de los planetas vistos
al telescopio.
Kepler, en su tercera ley
encuentra la relación entre los cuadrados de los períodos de revolución de los
planetas “P” y los cubos de sus distancias medias al Sol “a”. Esto es:
Pi2/Pj2 = ai3/aj3
Imagen 26b: Orbita planetaria
Los elementos de una órbita planetaria se
relacionan con los ángulos de la figura y geometría de la órbita, además del período orbital.
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Galileo
Galilei (1564-1642)
Fue un defensor
de la teoría copernicana, lo que le trajo grandes conflictos con la
Inquisición, la que en 1600 había quemado vivo a Giordano Bruno en las calles
de Roma. Se le reconoce como “El padre de la astronomía moderna”. Además de formular la primera ley del movimiento,
es condenado por la Inquisición por apoyar las ideas de Copérnico.
Los principios
del plano inclinado, el péndulo y la caída libre, son tres resultados de
su método científico.
Galileo
descubre las manchas solares, cuatro lunas de Júpiter, las fases de Venus y las
montañas lunares con el telescopio refractor, instrumento que construye
y mejora tras conocer el refractor ya inventado por el catalán Juan Roget en 1590.
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Isaac Newton
(1643-1727) 1
Nacido un año
después de muerto Galileo, es el creador de la Ley de Gravitación Universal,
según la cual la caída de las manzanas y el movimiento de los astros se rigen
por una misma fuerza. Con dicha Ley establece las bases de la mecánica clásica, la que expresada como una teoría matemática permite
explicar el movimiento y la fuerza de atracción de los cuerpos celestes.
En 1671
construye un telescopio reflector, y al tiempo revoluciona los principios de la
óptica con su descubrimiento de los colores fundamentales y del espectro
visible. Además, para sus desarrollos creó su propia herramienta: el cálculo
diferencial e integral, desarrollo que comparte con Gottfried Wilhelm Leibniz (1646-1716).
Para Newton, el
Universo era infinito y por lo tanto eterno: siendo la cantidad de materia M
infinita, no se presentaba un colapso gravitacional porque al estar uniformemente distribuía en ese espacio de
radio R infinito, la densidad que sería de la forma M/R, resultaría nula.
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Isaac Newton
(1643-1727) 2
Imagen 29: Efecto dinámico de la atracción lunar
La imagen, que
ilustra el fenómeno de marea terrestre causado por la atracción
gravitacional solar y lunar, muestra dos posiciones lunares: en A, pasada la
Luna Llena, se ejerce una fuerza
favorable a la rotación terrestre (FA>FA´), pero en B con antes de la Luna
Nueva se ejerce una fuerza contraria o de freno (FB>FB´).
En el siglo
XVIII y principios del XIX la mecánica celeste se desarrolla. No existe el
computador; Halley calcula la
órbita elíptica del cometa de 1682. Kant atribuye en 1755 la génesis del
sistema solar a un proceso mecánico. Lagrange estudia en 1788 el
conocido “problema de los tres cuerpos” y algunos casos especiales con
solución.
Simón Laplace publica en 1799 su Mecánica Celeste
y descubre la invariabilidad del eje mayor de las órbitas planetarias. Los estudios de Newton sobre las mareas y sus alturas
según las fases lunares, estación del año y latitud, son complementados por
Laplace.
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La paralaje estelar
Imagen 30: La paralaje
estelar
La paralaje de una estrella es el ángulo formado por dos visuales relativas a la observación de una
misma estrella, que parten desde dos puntos distintos de la órbita terrestre.
Éste es un método útil para triangular la distancia hasta
las estrellas cercanas, pero alcanza hasta los 100 parsecs refinando las
medidas y aceptando incertidumbre en la distancia estimada. Esto es: alcanza
hasta la Polar que se ubica a 300 años luz.
Un Pársec es la medida astronómica que se equivale a 3,26 años
luz y que corresponde a una paralaje alfa de 1” de arco, en la figura que lo
ilustra.
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Siglos XVIII y
XIX
Se funda la
astrofísica: las técnicas y métodos de medida se soportan en las
investigaciones sobre el espectro solar, las rayas oscuras, la creación
del análisis espectral, la introducción de los métodos de fotografía y los
fotómetros.
El espectro
electromagnético es la radiación electromagnética que emite o
absorbe una sustancia, y que sirve para identificarla, de manera análoga a una
huella dactilar.
Las diferentes
radiaciones comprenden los rayos gamma y X, el ultravioleta, la luz visible, el
infrarrojo, las microondas y las ondas de radio.
La luz presenta una
naturaleza compleja: se manifestará como una onda o como una partícula. Son dos estados que no se excluyen, sino que
se complementan. Con los espectroscopios se pueden hacer medidas de la
longitud de onda, frecuencia e intensidad de una radiación.
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Efecto
Doppler-Fiseau
Imagen 32: Efecto Doppler en la luz
Se trata de un efecto
Doppler relativista que consiste en el cambio observado en la frecuencia de
la luz procedente de una fuente en movimiento relativo, con respecto al
observador.
Dicho fenómeno
difiere del efecto Doppler del sonido, debido a que la velocidad de la luz, c,
es constante para cualquier observador, independientemente de su estado de
movimiento.
Cuando la fuente
luminosa se acerca, las líneas espectrales muestran un corrimiento al azul
proporcional a su velocidad radial de aproximación; cuando se aleja, el corrimiento
se da al rojo.
El cambio en frecuencia observada f0, cuando la
fuente que emite una frecuencia f1 se aleja respecto al observador a una
velocidad v, está dado por la expresión:
f0=f1((1-v/c)/(1+v/c))1/2
.
Formación de las
estrellas
Figura 33: Diagrama
Hertzsprung-Russell
El Diagrama estelar
H-R, brillo real contra temperatura superficial, muestra en cuatro estados la
evolución del Sol.
Las estrellas surgen del colapso gravitacional
de nubes de gas y polvo interestelares. Conforme se contrae la nube, aumentan
su densidad, velocidad de rotación y energía de acreción. Surge primero
una protoestrella que emite radiación.
Cuando alcance 10 millones de °C y se
inicie la fusión nuclear, aparecerá la estrella en la secuencia
principal, donde convierte H en He durante el 90% de su vida. Consumido el
hidrógeno, colapsa el núcleo y eleva nuevamente su temperatura, reiniciando las reacciones nucleares para
transformar el He en N, O y C; así la envoltura exterior de la estrella se dilata,
entrando a la fase de gigante roja.
Pero tras paroxismos similares en los que la
estrella explota y pierde masa, podrá reiniciar procesos de núcleo síntesis si
su masa resulta suficiente para tomar como nuevo combustible las cenizas del
proceso anterior, hasta ubicarse en la fase de enana blanca, donde
finalmente desprovista de su atmósfera gaseosa muere, ya como un cuerpo denso
oscuro, ya como una estrella neutrónica o ya un agujero negro, según la masa
final del astro.
El agujero negro, es la fase final de una estrella de dos masas solares,
y la estrella neutrónica, cuando la masa final es de 1,4 a 2 masas solares.
.
Los faros del
Universo
Imagen 34:
La Vía Láctea, edad 13 000 millones de años y diámetro 100 mil años luz.
Algunas
estrellas variables como las Cefeidas y otras estrellas de 5 a 7 masas
solares, pulsan con períodos de oscilación constantes en el brillo: lo
que permite el cálculo de distancias mayores.
Este método
que ha permitido dimensionar, La Vía Láctea, nuestra galaxia, con 100
mil millones de estrellas en sus cúmulos cerrados del halo y cúmulos abiertos
del plano medio con sus brazos espirales, también sirvió para determinar la
distancia a las dos nubes de Magallanes
que la orbitan, y a la galaxia Andrómeda ubicada a dos millones de años
luz.
En las
estrellas variables periódicas, que
pueden ser estrellas de alto contenido metálico PI o de bajo contenido metálico
PII, se puede calcular el brillo real en función del período y clase de
estrella (Poblaciones I o II). Al contrastar el brillo real con el brillo que
muestra la estrella, se calcula su distancia.
.
El Universo
El Universo tiene
cerca de 100 mil millones de galaxias, cada una con 100 mil millones de
estrellas como el Sol, en promedio. Así el Universo contendría el equivalente a
10 22 “soles”.
En los años de la
década de 1910, el astrónomo estadounidense Vesto Slipher, y después el
astrónomo de Estrasburgo Carl Wilhelm Wirtz, determinaron con el Efecto
Doppler, que algunas nebulosas espirales que eran las galaxias lejanas, se
alejaban de la Tierra.
Ya en 1929, el
astrónomo Edwin Hubble, descubrió en las galaxias más lejanas, una mayor velocidad de
recesión o alejamiento que en otras menos alejadas, fenómeno que le
permitió formular la tesis de una expansión relativista del Universo en
su conjunto.
.
Edwin Hubble
(1889-1953)
Imagen 36: Modelos del
Estado Estacionario y del Big Bang
Edwin Powell Hubble
con dicho descubrimiento, se consagró como el
padre de la cosmología observacional. La expansión relativista del
Universo, recesión que se establece con la constante de Hubble, se conoció midiendo
el desplazamiento al rojo de 46 galaxias distantes: dicha noticia fue sorprendente por su simplicidad y
trascendencia.
El Estado
Estacionario del Universo de Bondi, Gold y
Hoyle (1948), proponía que el Universo debería verse idéntico desde cualquier
lugar y no debería experimentar cambios en el tiempo, de conformidad con el
Principio Cosmológico, lo que se supone la creación continua de materia.
Si a mayor
distancia, sistemáticamente las galaxias muestran una mayor velocidad de
alejamiento calculada con el corrimiento al rojo de sus espectros, entonces no
son las galaxias sino el espacio, quien se expande.
Dicha expansión
relativista debe conducir a un límite para el Universo observable, dado por
los cuerpos que se alejan a velocidades cercanas a la velocidad de la luz. En el modelo del Big Bang, la cantidad de materia se
mantiene constante en el tiempo, por lo que se modifica la densidad de
galaxias.
.
Albert Einstein
(1879-1955) y Stephen Hawking (1942)
Imagen 37:
Efecto relativista en la precesión de la órbita de mercurio http://electromagneochoa.blogspot.com
Einstein
elimina el concepto newtoniano de espacio absoluto y de éter, y demuestra que
la luz es onda-partícula. Con su
expresión E=mC2 donde la velocidad de la
luz C es una constante, y que dice
que Materia y Energía son dos aspectos de la misma cosa, junto con el principio de causalidad y la equivalencia de los marcos de
inercia, es uno de los postulados fundamentales de la relatividad especial,
presentada en 1905.
Gravedad
Cuántica: Hawking, el más famoso
de los cosmólogos actuales, articula dos grandes Teorías: la Teoría
General de la Relatividad y la Mecánica Cuántica. Con ellas ha entrado al horizonte
de sucesos de los Agujeros Negros y al momento del Big-Bang donde se supone
surgen el tiempo y el espacio.
.
Relatividad
General
Imagen 38: Agujero negro,
donde el espacio se curva en torno a la singularidad.
El campo de la
cosmología se establece con la Teoría general de la relatividad, una
teoría de la gravedad y creada por Albert Einstein en 1915 y 1916.
Los principios
fundamentales introducidos en dicha teoría son:
1- El
Principio de equivalencia, que describe aceleración y gravedad como dos
aspectos distintos de la misma realidad, y que dice "un sistema inmerso en un campo gravitatorio es puntualmente
indistinguible de un sistema de referencia no inercial acelerado".
2- El
principio de covariancia generalizado, según el cual todos los sistemas de coordenadas son equivalentes.
Para Einstein,
en un punto concreto no se puede distinguir experimentalmente entre un cuerpo
acelerado uniformemente y un campo gravitatorio uniforme.
En esta
teoría, el espacio-tiempo se considera de 4 dimensiones y con una geometría que
se curva por la presencia de masa, energía y momento lineal.
.
Fuerzas
fundamentales
Imagen 39: Origen temporal de las fuerzas fundamentales.
Después del
Big Bang, a los 10-43 seg surge la Gravedad, y a los 10-35 seg se separa la
Fuerza Nuclear Fuerte. La Fuerza Nuclear débil y la Fuerza E-M, se separan a
los 10-10 seg.
En los años 1920, Einstein se emplea sin éxito
en la hallar una relación matemática que permita integrar el electromagnetismo
y la atracción gravitatoria, tal cual lo
hizo James Clerk Maxwel (1831-1879)
con la Electricidad y el Magnetismo.
Mientras a nivel macro existen dos fuerzas
fundamentales de gran alcance, la Gravedad y el Electromagnetismo, a nivel
atómico también existen dos fuerzas: la interacción débil
que explica la radiactividad y la interacción nuclear fuerte que integra el
núcleo atómico.
El orden de
intensidades de las fuerzas, es:
F Nuc. F > F
E-Mag >F Nuc. D> F Grav
.
El Universo de
Einstein
Para Newton el
Universo permanece infinito e inmutable, y por lo tanto es eterno; en ese
Universo, espacio y tiempo continúan desacoplados. Además éste no
requiere de un origen en el tiempo, aunque podría tenerlo, y en él no se puede
señalar un centro en torno al cual esté colapsando.
Albert
Einstein (1879-1955) con su teoría de la Relatividad considera un espacio
que se contrae y un tiempo que se dilata cuando la velocidad aumenta; y los
efectos de la gravedad sobre un espacio euclidiano, isótropo y homogéneo: la
presencia de la masa como propiedad de la materia que causa la atracción
gravitatoria: “curva el espacio”.
Einstein continuó
creyendo en un Universo estático e inmutable, aunque la relatividad
general deja en firme las bases para los nuevos modelos cosmológicos.
.
Modelos
dinámicos del Universo
Imagen 41: Los cometas con su trayectoria, expresan la métrica del espacio-tiempo.
Los cometas
provienen de dos acumulaciones transneptunianas más cercanas que la nube de
OORT: el cinturón de Kuiper y el disco disperso.
Einstein creía
en un Universo estacionario, y para lograrlo había incluido en sus
ecuaciones una “constante cosmológica” que contrarrestaba la expansión para
obtener con ella un Universo estable.
El Inglés
Willem De Sitter plantea en 1917 una expansión en la cual la curvatura del
Universo en el tiempo se va reduciendo.
El nuevo
Universo dinámico puede tomar una de dos alternativas posibles:
1: Un Universo cerrado
2: Un Universo abierto.
Todo dependerá
de si el Universo cuenta con la cantidad de materia requerida para controlar su
actual expansión. De ser cerrado, se contraería.
.
Forma del
Universo
Imagen 42: Curvatura c de un espacio continuo.
La curvatura
del Universo, podría ser cero, positiva o negativa, según se
trate de la geometría de Euclides, Riemann o Lobachevski en su orden, y en cada caso sus propiedades serían diferentes,
como también son diferentes los resultados matemáticos en las tres geometrías
asociadas a dichas curvaturas. Observaciones recientes confirman la ausencia
de masa y energía en regiones del Universo, por lo que se supone una
estructura una esponjosa del Espacio Tiempo, lo que sugiere un Universo con
forma de pumita.
Aunque normalmente
las estrellas forman galaxias, las galaxias forman cúmulos llamados
Metagalaxias, y estos supercúmulos llamados Hipergalaxias, la
estructura del Universo en su conjunto parece ser uniforme.
Dependiendo de la
cantidad de materia en el Universo, éste puede expandirse
indefinidamente o frenar su expansión lentamente hasta producirse una
contracción global: el Big Crunch o 'Gran Colapso'.
.
El origen del
Universo
Imagen 43: la edad del
Universo
Considerando el
flujo del tiempo hacia atrás, este Universo actualmente en expansión debió
nacer de una altísima densidad de masa y energía concentrada en un solo punto:
esto es, partió de “una singularidad”. En la figura el
origen del tiempo será A, B o C. Una de las paradojas del Universo, es su tendencia
a tener una curvatura cero o euclidiana, con lo cual B y C estarían en las
vecindades de A.
El inverso de
la constante de Hubble, se correspondería con la edad del Universo. Como aquella Constante se estima entre 65 y 77 km/seg/Mpc, el Universo tendría
cerca de 15 mil millones de años de antigüedad.
.
La expansión
relativista del U
Imagen 44: Velocidad de recesión
galáctica
El tejido de
expansión del Universo, viajaría a una velocidad cercana a la de la luz,
conformado el límite del Universo observable. Más allá todo viajaría a
esa velocidad, sin que pueda llegar información.
Las flechas en la
imagen son la velocidad creciente de recesión de las galaxias A, B y C,
fenómeno que se explica por la expansión del espacio-tiempo.
Si el Universo
que se expande posee un límite o frontera, yendo hacia el pasado también
tendría un origen en el tiempo. Así, además de ser finito, tampoco sería
eterno.
.
Estructura del
Universo
El "principio
cosmológico" establece la homogeneidad del espacio, y según este el
aspecto de Universo es el mismo independientemente del lugar en que se
encuentre el observador.
El radio de Universo
observable es de unos 15 mil
millones de años luz, su densidad es 10-25
g/cm3, su volumen 1078 m3, y la masa 1052 Kg, equivalentes a 1080
nucleones. Más adelante estimaremos la energía del Big Bang
a partir de estos valores.
En astrofísica y en
cosmología física se considera la materia oscura, una hipotética forma
de materia que no emite suficiente radiación electromagnética para ser
detectada con los medios técnicos actuales, pero cuya existencia se puede
inferir a partir de los efectos gravitacionales sobre la materia visible.
.
Cosmología del Big
Bang
Imagen 46:
Expansión del Universo a partir de una gran explosión, conocida como el Big
Bang, en: http://cienciageografica.carpetapedagogica.com
Esta teoría explica
la expansión del Universo a partir de un estado de densidad infinita,
físicamente paradójico y altamente radiactivo. Explica el origen de los
elementos químicos primordiales y la formación de los cuerpos celestes,
pero no el origen mismo del Universo.
El Universo,
inicialmente radiactivo, se despeja 300 mil años después del Big Bang.
Un Cuásar es una fuente astronómica de energía electromagnética,
que incluye radiofrecuencias y luz visible, y que presenta un enorme
corrimiento al rojo.
Dado que los cuásares están a 4000 Mpc, los vemos con una antigüedad de 13000 millones de
años; esto es: se trata de cuerpos que se encuentran en el tejido de expansión
del Universo.
.
Secuencia de la
teoría
.
Alexander Friedman
en 1922 y Georges Lemaître en 1927, utilizaron la teoría de la
relatividad para demostrar que el Universo estaba en movimiento constante.
Poco después, en
1929 el astrónomo Edwin Hubble descubrió en las galaxias lejanas la
expansión relativista del Universo. De conformidad con ella, en las galaxias se
observan dos movimientos: el propio de la Galaxia y el del continuo
Espacio-Tiempo.
A partir de este
modelo, George Gamow en 1948 pudo predecir que debería existir como
evidencia del Big Bang una radiación de fondo de microondas cósmicas.
En los años 1960,
Stephen Hawking y otros demostraron que la singularidad del modelo
cosmológico de Friedman es un componente esencial de la gravedad de Einstein.
Esto llevó a la mayoría de los cosmólogos a aceptar la teoría del Big Bang,
según la cual el universo que observamos se inició hace un tiempo finito.
A finales de los
años 1990 y principios del siglo XXI se lograron enormes avances en la
cosmología del Big Bang como resultado de importantes avances en telescopía en
combinación con grandes cantidades de datos satelitales de COBE, el
telescopio espacial Hubble y WMAP
.
El átomo
En el átomo
normal el número de electrones y protones es igual. Un ion es un átomo
desequilibrado por la vía de los electrones, mientras un isótopo es un
átomo desequilibrado por la vía de los neutrones. En el hidrógeno no hay
neutrones; en los átomos de elementos livianos, el número de neutrones y
protones es igual; en los átomos pesados el número de neutrones supera
al de protones.
El 99.95% de la masa del átomo está en el
núcleo, cuya densidad es de 100 millones de toneladas por cm3. El diámetro
del átomo varía entre 20000 y 200000 veces el del núcleo.
Aunque en el
siglo XIX se consideraba que el átomo era indivisible, y de ahí su nombre,
desde principios del siglo XX se conoce su
estructura compuesta por un núcleo atómico, rodeado de una nube de electrones.
.
Partículas
elementales
Desde el punto
de vista de las interacciones, hay tres clases de partículas elementales: Leptones
Quarks y Bosones. A los quarks y leptones se les llama fermiones.
Leptones (no interaccionan fuertemente): Son el
electrón y los mesones muón y del tau, con sus correspondientes neutrinos.
Quarks (forman los mesones): Se necesitan tres para formar
un protón o un neutrón; y sus nombres son: arriba, abajo, extraño, encantado,
cima y fondo.
Los Bosones (el intercambio de
Bosones virtuales entre dos fermiones explica las 4 fuerzas): son ellos el fotón (electromagnetismo), el gravitón
(gravedad), los 8 gluones (interacción nuclear
fuerte) y las partículas W y
Z (interacción nuclear débil).
Gravedad y
electromagnetismo son dos fuerzas de gran alcance; mientras las otras 2 son
fuerzas del nivel atómico.
.
Después de la época
de Planck
El tiempo de
Planck es la menor unidad de tiempo que puede ser medido, y la longitud
de Planck es la mínima longitud requerida para que el espacio tenga una
geometría clásica.
En cosmología, la época
de Planck es el primer momento en la historia del Universo, entre cero y
10-43 seg, período breve durante el cual las cuatro fuerzas fundamentales
estaban unificadas y no existían partículas elementales.
En 1926 por Robert
Lévi acuña el término Cronón para denominar el Tiempo de Planck y
el término Hodón para denominar la Longitud de Planck.
Aproximadamente
10-35 segundos después de la época de Planck, un cambio de fase causó que la
expansión exponencial del Universo, quien entra a un período llamado de “inflación
cósmica”.
Al terminar la “inflación
cósmica”, los componentes materiales del Universo forman un plasma
quark-gluón, cuyos componentes actúan con movimiento relativista.
El físico alemán Max
Karl Ernest Ludwig Planck (1858
1947) fue el fundador de la teoría cuántica, galardonado con el Nobel de
Física en 1918.
.
Los siguientes
instantes del U
A 0,01 seg después
del Big Bang, la temperatura, es de 100.000 millones de ºK. Pero 1 seg después,
cae a 10 mil millones de ºK.
A los 13.8 segundos
el universo continúa en expansión y los electrones y positrones ya se aniquilan
generando energía en forma de fotones.
El Universo dominado
por radiación apenas cuenta con algunos neutrinos y fotones, y muy pocos
electrones, neutrones y protones, que serán la base para la formación de
las estrellas y galaxias actuales.
Mientras los
neutrinos no se desacoplen del resto de la materia, el Universo continuará constituido
fundamentalmente por neutrinos, electrones, positrones y fotones, todos en
equilibrio termodinámico.
.
A los 3 min y con
1000 millones ºK
Imagen 50: Fusión del Hidrógeno
Ya existen las
condiciones de menor temperatura para la formación de los primeros núcleos
atómicos: el más sencillo es el de Deuterio, resultado de la fusión nuclear
de 1 protón mas 1 neutrón.
De 4 protones se
puede formar un átomo de helio, y la masa restante se transforma en energía.
Enseguida se puede formar el núcleo de Helio, cuyo núcleo posee 2 protones y 2
neutrones.
La imagen ilustra
la formación del Helio por la cadena Protón - Protón, y por el ciclo CNO.
Aunque la cadena
protón-protón es la más importante en las estrellas de la masa pequeña y larga
vida como el Sol, el ciclo CNO parece ser la fuente de energía dominante en las
estrellas de gran masa, como lo es el caso de las estrellas variables
pulsantes.
El proceso
triple alfa es el proceso por el cual tres núcleos de helio se transforman
en un núcleo de carbono, para generar energía.
.
Fin de la
nucleosíntesis
Imagen 51: Nucleosíntesis
estelar
A los 34 minutos se
frena la producción de núcleos atómicos porque cae la temperatura y no se da la
fusión nuclear.
La fusión
nuclear del hidrógeno para formar Helio, y que será el primer combustible
estelar, supone temperaturas del orden de 10 millones de ºK.
La del Helio, con
la que se forman C, N y O, exige temperaturas mayores a 100 millones de grados
K, tal cual lo muestra la imagen.
El resultado final,
una composición química primordial para el Universo, así: 25% helio
(2He4), 75% hidrógeno (1H1) y unas pequeñas trazas de deuterio
(1H2), helio-3 (2He3) y litio (3Li7).
.
Pasan 300000 años
Un evento importante
sucede a los 300000 años de edad del Universo: los electrones que estaban
libres, ya absorbidos por los átomos permiten que el Universo brillante y
difuso tras un velo de intensa radiación, se despeje y quede transparente,
oscuro y de apariencia vacía.
La temperatura baja
a 3.000º K, y esto permite la formación de átomos eléctricamente neutros.
Ahora la única
radiación que lo llenará completamente, será una tenue radiación de fondo y
omnidireccional asociada al Big Bang, puesto que no hay estrellas o
galaxias formadas que emitan rayos de luz
.
Primeras estrellas
y galaxias
Imagen 53: Clasificación de las
galaxias
A los 200 millones
de años se forman las primeras estrellas, por el colapso gravitacional de las
grandes nubes de materia, y finaliza el período oscuro del Universo
precedente.
A los 700.000 años
se forman las primeras galaxias por agregación de estrellas y nubes de gas
interestelar. Más adelante, las galaxias se agruparán en sistemas mayores, como
los cúmulos galácticos y supercúmulos que explican la actual estructura del
Universo.
El 70% de las galaxias son elípticas,
que se denotan con la letra E y un índice entre 0 y 7 para indicar su nivel de
achatamiento. Las galaxias lenticulares se denotan con So y las
espirales con S o BS según sean o no galaxias barradas, y un subíndice
a, b c, que anuncia el grado de apertura en su estructura espiral. Las Ir son galaxias
irregulares, como las nubes de Magallanes, dos galaxias satélites de la Vía
Láctea (Ver Vía Láctea).
.
Principio de Incertidumbre
Este principio
enunciado por Werner Heisenberg en 1927, afirma que no se pueden
determinar simultáneamente y con precisión arbitraria ciertos pares de
variables físicas, como la posición y la cantidad de movimiento de una
partícula dada.
Según el Principio de Incertidumbre, durante la
fase inflacionaria el Universo presentó fluctuaciones primordiales que se
amplificaron a la escala cósmica, y que afectaron toda la estructura del
Universo actual (Ver COBE)
Al pasar la
inflación, el Universo se expande de forma relativista siguiendo la Ley de
Hubble, y las regiones demasiado separadas para interactuar entre ellas,
vuelven al horizonte de sucesos.
El símil del gato de Schrodinger,
aplicando el principio de incertidumbre de Heisenberg, ilustra cómo los resultados
siempre estarán alterados por la propia observación del experimento.
.
Proyecto COBE
El Explorador del
Fondo Cósmico COBE, tuvo como objetivo investigar la radiación de fondo,
para confirman los postulados de la Teoría del Big Bang. Su misión comenzó en
noviembre de 1989.
Dos de los
principales investigadores del COBE, George F. Smoot y John C. Mather,
recibieron el Nobel de Física en 2006. El colombiano Sergio Torres hizo parte
del proyecto.
La energía del Big
Bang según la expresión E=mC2 y su la masa estimada de 1052 kg, es del orden de
1055x1021=1076 ergios.
George Gamow en
1948 pudo predecir que debería existir como evidencia una radiación de fondo
omnidireccional, de 3ºK.
Las observaciones
del COBE en la radiación de fondo en microondas CMB, mostraron estas
anisotropías que coinciden con la curva de cuerpo negro predicha por la Teoría
del Big Bang.
.
El modelo de
Hartle-Hawking
Si vamos del
presente hacia atrás, al llegar al origen del tiempo real convencional,
cambia la naturaleza del tiempo: este presentará una componente imaginaria que
se hace más y más prominente, hasta que finalmente se desvanece el tiempo real
para quedar en lo que debería ser la singularidad de la teoría clásica.
Puede imaginarse el
tiempo real como una línea que va del principio al final del Universo, pero
también puede considerarse otra dirección ortogonal del tiempo para su componente
imaginaria.
Quizás el tiempo
imaginario sea el auténtico tiempo real, y lo que llamamos tiempo real sólo sea
un producto de nuestra imaginación. En el tiempo real, el Universo tiene
un principio y un fin. En el tiempo imaginario no hay singularidades ni
límites.
.
.
Universo sin
límites
Entre 1982 y 1983
Hawking y Hartle aplicando la teoría
cuántica de la gravedad, al calcular el estado inicial del Universo demostraron
la inexistencia de fronteras.
El modelo
Hartle-Hawking, que en relatividad general clásica posee como singularidad
el Big-Bang, carece de singularidad cuando se le aplica la versión cuántica.
Si la propuesta de
ausencia de límites es correcta no habría singularidad, y entonces las leyes de
la Ciencia serían siempre válidas, incluso comenzando el Universo.
.
El Universo de
Hawking
La idea de que
el espacio y el tiempo han de tener un principio en el Big Bang y un
final dentro de los agujeros negros, hace necesario unificar la Relatividad General con
la Teoría Cuántica.
Una
consecuencia de esto es que el Universo queda sin bordes o límites en el tiempo
imaginario, y por lo tanto que la forma como empezó está completamente
determinado por las leyes de la ciencia.
Si tiempo y
espacio son finitos en extensión, pero no tienen ningún límite o borde, las leyes
de la ciencia se sostendrían por todas partes, incluyendo el principio del
Universo
.
Epílogo
.
.
La ciencia y la cultura, sin duda alguna
proporcionan un sin número de beneficios a los seres humanos, al permitir el
progreso, la innovación y el desarrollo. De ahí que la misión de quienes
hacemos por la astronomía y ciencias afines desde las diferentes instituciones,
ya como aficionados o como profesionales, bien en la docencia, la investigación
o la difusión del saber, es avanzar en el propósito de "endogenizar la
ciencia" (Colombia al filo de la oportunidad. Misión de Ciencia,
Educación y Desarrollo MCED, 1995), para
crear un ambiente cultural favorable que pueda contribuir al desarrollo de
competencias necesarias en actividades productivas y de innovación tecnológica.
Luego de haber
visto en este periplo, que la astronomía es la más antigua y al tiempo
la más moderna de todas las ciencias,
esperamos con esta experiencia, haber identificado en algunos de los aportes a
la ciencia más notables de la historia, hechos desde las pretéritas
civilizaciones hasta los tiempos recientes, los argumentos suficientes para motivar
la conciencia ciudadana sobre la importancia que tienen las ciencias puras en
general para “el desarrollo sostenible, y la astronomía en particular como
temática estrategia para promover y estimular el acceso al conocimiento
universal de las ciencias fundamentales.
.
Fuentes I
Astronomía en Colombia: procesos y regalías.
Gonzalo Duque Escobar, en: http://www.bdigital.unal.edu.co/4386/
Astroseti: Breve historia de la cosmología. David Wands , Portsmouth. Traducción de Jesús
Canive, en: http://ciencia.astroseti.org/matematicas/articulo_3754_breve_historia_cosmologia.htm
Bolslough, Jhon. El Universo de Stephen Hawking.
Biblioteca Científica Salvat. 1986.
Civilizaciones Mesoamericanas – Mayas: Cultura
maya; Olga Aguiar, en: http://www.monografias.com/trabajos/civmesomayas/civmesomayas.shtml
Comellas, José Luis. El Universo. Colección
Salvat, Temas Clave. 1985.
Cosmología: Origen, evolución y destino del
Universo Pedro J. Hernández, en: http://astronomia.net/cosmologia/
DAVIES, PAUL. El Universo Desbocado. Biblioteca
Científica Salvat. 1985.
El Universo acelerado. Gonzalo Duque Escobar.
En: http://www.bdigital.unal.edu.co/4878/1/gonzaloduqueescobar.201169.pdf
.
Fuentes II
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ciencia & arte para la paz y el trabajo . GDE, en: http://godues.wordpress.com/2009/06/12/
Espacio
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Temas de Ciencia, Tecnología, Innovación y
Educación, GDE, en: http://godues.wordpress.com/2012/06/22/
.
Gracias
Imagen 59: El OAM en el Campus Palogrande de la U.N. Sede Manizales. Asecivil.
Gonzalo
Duque-Escobar, Profesor de la Universidad Nacional de Colombia y Director del
Observatorio Astronómico de Manizales OAM. http://oam.manizales.unal.edu.co
.
Manizales, Octubre-2007 (Rev 2014)
***
ENLACES del OAM
