CMC 1

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CMC 1º Bachillerato.
Tema 1. El origen del universo y de la vida.
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El universo en la prensa
Tablencia Universo
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Índice

• Qué es el universo? Composición y Estructura
• Nebulosas, Galaxias, Estrellas
• Ciclo vital de las estrellas
• Origen
• Teorías cosmogónicas
• Big Bang
• Origen del sistema solar
• La Tierra y su dinámica.

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Origen y evolución del universo

• Universo o cosmos es el conjunto de toda la
  materia y energía existente y el espacio en el
  que se encuentran.
• Antigüedad de unos 13.700 ma
• Dimensiones del universo observable 46.000
  millones de años luz (v luz 300.000 km/s)
• Composición
• Energía oscura (73) repulsión
• Materia oscura (23) no detectable
• Se deduce su existencia
• La masa visible es mucho menor que la esperada
• Los cúmulos de galaxias se mantienen unidos
• Radiación de fondo
• Desviaciones de luz por objetos no visibles
• De qué está hecha? Se calcula que solo 1-2 es
  materia bariónica, el resto es materia no
  bariónica, sin fuerza nuclear fuerte.
• Materia visible (bariónica) Átomos (4).

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• Estructura del Universo
• Nebulosas cúmulos de polvo cósmico de aspecto
  difuso ? Estrellas ? Constelaciones ? Galaxias ?
  grupos de G ? cúmulos de G ? MetaGaláxias
• Galaxias cúmulos de estrellas polvo cósmico
  nubes de gases, que se mueven juntos.
• Las G más jóvenes tienen más polvo y gas
• Ej La Vía Láctea 200.000 millones de estrellas,
  grande diámetro 100.000 a.l., el sol a 25.000
  a.l. del centro, la galaxia más próxima,
  Andrómeda, a 2 m a.l.
• Tipos por su forma irregulares, espirales,
  elípticas.
• Origen y evolución de las galaxias gigantescas
  nubes de H gaseoso en rotación, se contraen por g
  . Por la rotación, aparecen brazos espirales,
  donde se originan las estrellas.

Se van condensando y formando nuevas estrellas
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(No Transcript)
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• Estrellas
• Grandes masas de polvo cósmico y materia gaseosa
  principalmente (H y He)
• Tamaño desde gigantes rojas hasta enanas blancas
  y agujeros negros.
• Luminosidad originada por la E de reacciones
  termonucleares que se dan en su núcleo. Depende
  de la cantidad de masa.
• Temperatura superficie ? color.

Son todo objeto astronómico que brilla
con luz propia. Con más precisión, es una esfera
de plasma, que mantiene su forma gracias a un
equilibrio de fuerzas entre la fuerza de
gravedad, que empuja la materia hacia el centro
de la estrella, y la presión que hace el plasma
hacia fuera, como sucede en un gas, que tiende a
expandirlo.
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• Nacimiento, evolución y muerte de una estrella.
• En zonas más densas de la masa de polvo y gas en
  los brazos espirales de la galaxia
  (protoestrellas),
• Se concentra por gravedad ? gota de materia?
  crece por agregación. Aumenta la P, T, reacciones
  termonucleares por fusión H ? He en su interior.
  E?Sol, empieza a brillar.
• A su alrededor nuevas acumulaciones ? Planetas,
  sin el tamaño necesario para que se produzcan
  reacciones termonucleares y tener luz propia.
• Las reacciones se extienden del núcleo al
  exterior? se calienta? se dilata? se va enfriando
  la capa más externa, brillo rojizo ? Gigante roja
  (tamaño máximo).
• Capa exterior se dispersa en el espacio (Nebulosa
  planetaria) y se reduce a ? Enana Blanca.? al
  agotar su combustible He, se enfriará y se
  apagará (Enana negra).

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• Las Gigantes rojas con más masa, continúan la
  combustión y contracción del núcleo formando
  elementos más pesados . El núcleo de tal densidad
  llega un momento en que no se contrae más, y
  rebota hacia afuera la materia que estaba siendo
  atraída, con una gran explosión (Supernova)
  eliminando al exterior capas externas, neutrinos
  y elementos pesados que serán básicos para la
  vida.
• Si tenía suficiente masa, ? Estrella de
  Neutrones, que emite intensa radiación
  electromagnética. Se pueden detectar como
  Pulsares.
• Si se contrae tanto que su g hiciera que ni la
  luz pueda salir ?Agujero negro. En los agujeros
  negros supermasivos, la materia es absorbida y
  expulsada a gran velocidad y en forma de rayos X
  (la materia transformada en E) http//www.youtube.
  com/watch?v3QYVUvm3Uc4 http//www.youtube.com/wa
  tch?vt-QQQpv_eyYfeaturerelated

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http//www.youtube.com/watch?vH1kuuCqfLP0
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Origen del Universo

• T del Big Bang. Desarrollo histórico
• 1. Hipótesis de partida universo homogéneo,
  isótropo y en equilibrio. G otra F de repulsión
  que equilibre (Einstein cte cosmológica)
• 2. Friedman el universo debía hacerse con el
  tiempo más grande o más pequeño, equilibrio no
  posible
• 3. Lamaitre ?Las galaxias provienen de la
  explosión de una singularidad inicial o átomo
  primitivo
• 4. Hubble las galaxias se alejan entre si,
  universo en expansión
• 5. Gamow nombre Big Bang a la Tª de Lamaitre. Los
  primeros átomos no serían los pesados sino
  neutrones, que se descompondrían en pe?se
  aglutinarían en átomos de H y de He? y de ahí el
  resto de elementos
• Pega calculando el tiempo transcurrido desde las
  galaxias más alejadas (las más antiguas) es muy
  poco (2000 ma, menos incluso que el tiempo que se
  calcula que tiene la Tierra (4000 ma).

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Origen del Universo

• T del estado estacionario creación continua.
• Parten de universo uniforme, no varía en el T
• Se expande, pero la d se mantiene porque
  continuamente se está creando nueva materia
• Universo oscilante.
• Explosión inicial ? expansión
• La G debida a toda la masa del universo
  ralentizará y parará la expansión, produciéndose
  una gran contracción o Big Crunch, en que toda la
  masa del universo crea una nueva singularidad
• De ahí, un nuevo Big Bang y un nuevo ciclo
• Se necesita masa crítica que frenara la expansión
  y forzara la contracción. Además la velocidad d
  expansión es demasiado alta como para ser frenada
  o revertida por G
• Teoría del No Límite (Howking, Penrose), un
  modelo SIN límites
• T. de la Relatividad, el e y el T tienen su
  comienzo en el Big Bang a partir de la
  singularidad inicial, pero no es posible saber el
  inicio de ésta.
• Plantean que podría haber brotado a la existencia
  desde la nada absoluta por un proceso de
  Tunelización Cuántica. Proceso atemporal, en un
  intervalo de T0 a T10-43 s (tpo de Planck), un
  tiempo imaginario pero real, sin límites pero
  finito (como una superficie esférica)

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Teoría del Big Bang

• En 1929 Hubble ? el universo entero se expande.
• Si el universo se va haciendo grande, frío y
  difuso, al retroceder en el tiempo debía ser cada
  vez más caliente, pequeño y denso. Así surgió la
  idea del Big Bang.
• Se deduce una antigüedad de unos 13.700 m.a.
• Toda la materia y E estaría comprimida en un
  átomo primigenio o singularidad inicial,
  pequeñísimo, T enorme y una d casi infinita. Las
  4 fuerzas (gravedad, interacción nuclear fuerte y
  débil y la electromagnética) estaban unidas en
  una.
• Se produce enorme explosión inicial, dilatándose
  y enfriándose a una velocidad mayor que la de la
  luz (etapa de INFLACIÓN), su masa aumenta 1050
  veces, se separa la gravedad de las otras fuerzas
  (por la dispersión de la materia).
• El universo sería al principio homogéneo,
  simétrico, unificado

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• Y se fue diversificando
• Por la separación de las 4 fuerzas fundamentales
• Se diferencia la materia y la energía
• La materia, empujada por la energía, se dividió
  en nubes más diferenciadas (heterogeneo) y todo
  se diversificó aparecieron cosas
• Se separa la F interacción nuclear fuerte y se
  forma las partículas elementales del átomo
  quarks (p y n) y leptones (e)
• Surgieron las primeras partículas subatómicas (p
  y n) por unión de los quarks, al separarse la F
  electromagnética y la F interacción nuclear
  débil.
• p y n chocan desprendiendo E y forman núcleos de
  He. Los fotones están aún unidos a las
  partículas, no hay luz, es un universo oscuro y
  opaco.
• Los fotones pierden E, los electrones son
  retenidos por los núcleos formándose los primeros
  átomos H y He.
• Al dejar de interactuar electrones y fotones
  (radiación y materia), los fotones se dispersaron
  (radiación de fondo) y originándose la luz ?
  universo transparente

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• Se sigue enfriando y las nubes de materia forman
  proto-supercúmulos de galaxias. En ellos se
  producen condensaciones ? nódulos? primeras
  estrellas, por concentración cósmica
  (autogravitación) y fusión del H.
• Como consecuencia de esa explosión inicial, el
  universo sigue en expansión.

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Pruebas del Big Bang

• Radiofuentes celestes
• Son galaxias o nebulosas que emiten ondas de
  radio
• Las más próximas son más jóvenes y emiten más
  radiaciones
• A partir de una determinada distancia (unos
  3.000m.a.l. se reducen mucho
• ?al principio habría habido un periodo sin
  radiofuentes. Contradice T. estado estacionario
• Existencia de quasares
• Son radiofuentes extremadamente pequeños, muy
  lejanos, luminosos y compactos. Se consideran
  núcleos de galaxias jóvenes a una distancia de
  2000-4000 m.a.l. y que se alejan a una enorme
  velocidad (se considera que están como en los
  extremos del universo). Contradice un universo
  que no varía.
• Proporción H/He
• En la explosión, la E ?materia ?átomos más
  sencillos. La proporción debería ser 75 de H,
  25 He ? Es la que hay en todas las galaxias
  (los demás elementos no llegan al 1).
• Esto permite deducir un origen común de las
  galaxias, a partir de un momento el big bang,
• Radiación de fondo
• Explosión, enormes T, se va enfriando primero en
  los límites del universo. A esas T la radiación
  que emiten los cuerpos no luminosos es
  prácticamente indetectable.
• Unos científicos detectaron un zumbido de
  microondas que proviene de cualquier punto del
  cielo.
• El Big Bang concluye que esa es la radiación de
  fondo, correspondiente a cuerpos negros a 2,63 ºK
  , considerándola como el eco, los vestigios, de
  aquella gran explosión inicial. Con ella se ha
  deducido la antigüedad del universo (unos 13700
  ma) y de las primeras galaxias (unos 200 ma)

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Formación del Sistema Solar

• Sistema solar sol, planetas, satélites,
  asteroides (cinturón entre Marte y Júpiter),
  meteoritos, cometas, polvo y gases.
• A partir de una nebulosa mixta que gira y se va
  concentrando
• Parte de restos de una nebulosa primitiva (H, He
  y otros muy ligeros)
• Parte de otra resultante de una o varias
  explosiones de supernovas, en zona con abundantes
  estrellas
• En esa masa de gases, turbulencias,
• zonas centrales, que giran a más velocidad, más
  concentradas, con más densidad, aumento de
  temperatura, ? reacciones de fusión de H a He y
  enorme desprendimiento de E haciendo que
  resplandezca y se forme el Sol
• zonas periféricas, con menos densidad y más
  frías. Turbulencias ? remolinos de materia que va
  colisionando y acumulándose (acreción) y
  creciendo.
• El Sol se debió formar hace 5000-4800 ma
• Las rocas más antiguas encontradas en la Tierra
  tienen 4000 ma. Otras ya desaparecidas pudo haber
  más antiguas
• Algunos meteoritos de composición semejante a la
  Tierra tienen unos 4600 ma
• La Tierra se debió formar casi a la vez que el
  Sol o muy poco después.
• Aunque en la Tierra abundan Fe, Si, C y otros
  mas pesados -apenas H y He- como en otros
  planetas, y en el Sol el 97 es H y He, con
  otros pocos más pesados en su núcleo, no se han
  formado de distintos materiales.

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Formación de los planetas (cuerpos celestes en
órbita alrededor del Sol con movimiento
propio y periódico)

• 1. T. de Laplace
• La nebulosa (gas y polvo) se fue contrayendo por
  autogravitación, provocando aumento de d, de T
  (todo gas al contraerse) y rotación (todo gas con
  turbulencias)
• Esa nebulosa cada vez más densa, más caliente y
  girando más rápido se transformaría en un
  gigantesco disco que
• en su núcleo, la autogravitación predomina sobre
  la F centrífuga formándose el Sol. (97 de la
  masa)
• Y en su exterior se despediría materia que gira
  también formando anillos, en los que por
  condensación en algunos puntos formarían los
  planetas (aprox 2 de la masa).
• Hay estrella jóvenes cuyo anillo se debió
  expulsar a gran distancia y no queda rastro.

2. Otra Teoría afirma que en la nebulosa,
torbellinos originaron cuerpos aislados
(planetas), que tendrían tb un movimiento
giratorio y estarían ligados gravitatoriamente a
la estrella como planetas suyos.
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3. T de los planetesimales. Los planetas se
formarían por un proceso de acreción
(acumulación) por coalescencia. -Pequeñas
partículas sólidas irían creciendo por
coalescencia (esas partículas atraen a otras más
ligeras) planetesimales. -Estos, colisionan ?
se mantienen calientes y en estado viscoso ?
capaz de seguir fusionándose con otros ? siguen
creciendo ? quedan al final pocos planetas y de
gran tamaño. Los choques de planetesimales que
giran en el mismo sentido, no serán tan fuertes
que se destruyan Lo vemos en los cráteres de
impacto no volcánicos- en todos los
planetas. -Las colisiones serían con cuerpos
cada vez más pequeños, y así la acreción por
coalescencia se iría deteniendo y limpiándose
cada vez más su órbita. -Aunque en principio
todos los planetoides seguirían órbitas paralelas
y concéntricas, de modo que no habría nuevos
encuentros (miles de planetoides formando algo
parecido a los anillos de Saturno). Esa situación
de estabilidad no llegaría a formar el sistema
solar, pero nuevos estudios inciden en la
importancia de -los rebotes no suponen
acreción ni destrucción, pero si cambio de
órbitas, que ya no serían paralelas y pueden
seguir chocando -los acercamientos, que producen
desvíos y cambios de órbitas tb De ese modo, en
unos 300 ma se habrían ido formado así los
planetas. Los asteroides de órbitas oblicuas
producirían los cráteres de impacto más recientes.
http//www.youtube.com/watch?vUR_ESkqtgjM
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• El Sol
• Las primeras estrellas debieron formarse pronto.
  Las más antiguas pueden tener 13.000 m.a. ,
  formándose en un universo joven de unos 700
  m.a.
• El Sol es mucho más joven.
• Unos 5.000 m.a.
• La tasa de E termonuclear que se calcula le
  queda, permite suponer que puede vivir otros 5000
  m.a. Es decir, es una estrella que está en su
  edad media, lo cual lo corrobora tb su color
  azul, amarillo, rojo.

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• El Sol, una estrella de 2ª generación
• En la Tierra hay elementos pesados como el
  hierro.
• En el Sol -del que procede la Tierra y demás
  planetas de su sistema-, también tendremos
  elementos pesados y los demás elementos.
• En otras estrellas no hay elementos pesados, ni
  en sus planetas. Las estrellas más primitivas
  tienen H y He solamente, o algún otro elemento
  ligero.
• Las estrellas que están más en el centro de
  nuestra galaxia, son más ligeras. Se deduce que
  son mucho más antiguas al formarse de nebulosas
  más antiguas, estas carecen de elementos pesados.
• Otras contienen elementos pesados. Son
  originadas por una nueva generación (se cree que
  puede haber hasta 4 generaciones de estrellas.
• Las primeras estrellas que se formaron de la
  nebulosa primitiva eran muy grandes (gigantes) y
  muy brillantes, mucho más que el sol (cuanta más
  masa, más E desprende), y con una vida
  relativamente corta. Las enanas, sin embargo,
  permanecen en actividad mucho más tiempo.
• De esas primeras estrellas gigantes no queda
  ninguna, ya han desaparecido, acabaron
  estallando Supernovas.

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• Esto origina Polvo Cósmico, que se fue
  difundiendo por el espacio en forma de nebulosa
  de 2ª generación (ahora con elementos pesados,
  hasta Fe)
• Puede asociarse a otras masas de gases también de
  segunda generación o bien primitivas (de hecho
  las nebulosas que conocemos tienen una
  composición muy variada, lo que delata que antes
  formaron parte de una estrella)
• Las turbulencias originan zonas de condensación,
  y de aquí se formarían nuevas estrellas, ahora de
  2ª generación (como nuestro Sol)
• Se dice que somos polvo de estrellas el C solo
  puede formarse en una estrella gigante el Fe,
  solo de la explosión de una Supernova.
• http//www.astromia.com/universo/index.htm

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El futuro del Universo

• El futuro del universo depende de la llamada
  densidad crítica , es decir de la densidad
  material mínima para formar átomos.
• En 2003 el telescopio Boomerang determinó que la
  densidad del universo coincide con la crítica,
  por lo que la expansión del universo seguiría
  indefinidamente.
• El descubrimiento de la energía oscura,
  responsable de la aceleración de la expansión del
  universo, ha planteado un nuevo escenario para el
  destino futuro del universo. Las fuerzas
  repulsivas, superiores a la fuerza de la
  gravedad, producirían una expansión tan acelerada
  que en un instante el universo volaría en pedazos
  y se produciría el desgarramiento de todo cuanto
  conocemos. Es lo que se llama el big rip.
• Estos datos harían inviable la evolución de un
  universo cerrado, en el que de forma reiterada y
  periódica el universo se contraería hasta llegar
  a un nuevo universo en expansión (big crunch).
  Las sucesivas explosiones y contracciones,
  llamadas pulsaciones, se repetirían eternamente.
  Es el llamado universo pulsante.

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Tierra

• Al irse enfriando la Tierra ? capas de distinta
  densidad
• Núcleo
• Manto
• Corteza
• Hidrosfera
• Atmósfera

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Estructura estática y dinámica
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Dinámica de la Tierra. Teoría de la Tectónica
global.
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• La litosfera está fragmentada en placas
  tectónicas o litosféricas.
• Las placas se generan por las corrientes de magma
  que ascienden a la superficie.
• El movimiento de las placas origina cordilleras,
  seísmos y volcanes.

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Anexo Partículas
átomo
Protones Neutrones
Electrones F interac débil
Bariones (3 q) Antibariones Mesones
Hadrones Unidos por F nucl Fuertes
gluones
Partícula fundamentales, no compuestas
Leptones
Quarks (q)
Fotones débil Gluones Fte Gravitones
Fermiones Partículas portadoras de materia
Bosones Partículas portadoras de fuerza,
responsables de interacciones
Bosón de Higgs?