Date post: | 22-Nov-2014 |
Category: |
Education |
Upload: | adan-goncalves-conselleria-de-educacion-xunta-de-galicia |
View: | 249 times |
Download: | 8 times |
A TERRA NO UNIVERSO
Profesores: Adán Gonçalves e Maria del Carmen Cerviño
“ A estirpe humana non é máis ca un substrato químico nun planeta pequeño, orbitando arredor dunha estrela mediana, nos suburbios dunha galaxia do centenar de miles de millóns que existen”
Stephen Hawking
•ASTRONOMÍA:
“ Ciencia que estuda os corpos celestes do Universo”
1. UN POUCO DE HISTORIA DA ASTRONOMÍA
A Historia da Astronomía é tan antiga como o ser humano.
Do megalítico consérvanse en pedra as figuras de certas constelacións: osa maior, as pléiades...
Construíronse monumentos megalíticos para predecir os solsticios, os equinoccios, os eclipses...
Os sumerios estableceron un calendario agrícola en función do movemento dos corpos celestes.
1. UN POUCO DE HISTORIA DA ASTRONOMÍA
• ExipciosExipcios: : o primeiro calendario
solar da Historia foi o exipcio, hai uns
3000 anos a.C.
A duración do ano era a mesma que
no actual, 365,25 días. Os
calendarios Xuliano e o Gregoriano (o
actual) baséanse nel.
• GregosGregos: : aparecen as teorías
clásicas sobre o ordenamento das
esferas celestes. AristótelesAristóteles propón
un modelo con 55 esferas en cuxo
centro atopábase a Terra.
1. UN POUCO DE HISTORIA DA ASTRONOMÍA
Esta visión aristotélica antropocéntrica do Universo, coa Terra no centro, e os astros (incluindo o sol) xirando ao seu arreodor, predominou o mundo clásico. Todos os modelos baseados nesta premisa denomínanse Modelos xeocéntricosModelos xeocéntricos.
O filósofo e matemático
PtolomeoPtolomeo (século II) fixo un
modelo mecánico celeste
xeocéntrico que se mantivo
vixente uns 14 séculos.
1. UN POUCO DE HISTORIA DA ASTRONOMÍA
No século XV comezan a existir
serias dúbidas sobre a teoría de
Ptolomeo.
Nicolás de Cusa e Leonardo da Vinci
cuestionan a inmobilidade e
centralidade da Terra.
É o comezo do Renacemento.
A figura determinante neste aspecto
foi Nicolás CopernicoNicolás Copernico (S. XVI) que
demostra que os movementos
planetarios teñen sentido se a
posición central é ocupada polo sol.
A súa obra publicouse despois da
súa morte.
Xurden os Modelos heliocéntricosModelos heliocéntricos.
1. UN POUCO DE HISTORIA DA ASTRONOMÍA
Outra figura clave foi Galileo Galileo que
tras a invención do telescopio
(Hans Lippershey, 1609), foi quen
de demostrar que a Terra xira
arredor do sol.
Sen embargo, como seguro todos
sabedes, foi sometido a un xuízo
pola Inquisición e tivo que
retractarse das súas afirmacións,
aínda que conta a lenda que tras
retractarse dixo en voz baixiña:
“Eppur se muove”.
1. UN POUCO DE HISTORIA DA ASTRONOMÍA
As observacións de Tycho Brahe no
XVI e a obra de Galileo permiten a
KeplerKepler elaborar tres leis sobre o
movemento planetario que todavía
hoxe permanecen vixentes. As leis
son:
1. A Terra xira arredor do Sol en
órbitas elípticas.
2. Unha liña debuxada entre un
planeta e o sol barre áreas iguais en
tempos iguais.
3. O cubo da distancia media de cada
planeta ao sol é proporcional ao
cadrado do tempo que tarda en
completar a súa órbita.
1. UN POUCO DE HISTORIA DA ASTRONOMÍA
Isaac NewtonIsaac Newton ( s. XVII-XVIII) a partir de
todos estes traballos, induce as súas
leis da mecánica clásica e a lei de
gravitación universal (permítenos
entender as leis de Kepler de xeito
global).
Durante os séculos XVIII e XIX
diferentes investigadores demostran
que o sol é unha estela máis e sitúase
na perifería da nosa galaxia, a Via Via
Láctea.Láctea.
No XX, HubbleHubble establece que hai
nebulosas fóra da nosa galaxia e que o
noso universo debe estar en
expansión polo desprazamento ao
vermello.
1. UN POUCO DE HISTORIA DA ASTRONOMÍA
A teoría da relatividade de Albert Albert
EinstenEinsten reafirma a idea de expansión
do Universo e dalle unha base
matemáticamente demostrable.
A partir desta idea xurde a
necesidade de que se agora as
galaxias se alonxan entre sí, nalgún
momento tiveron que estar moi
próximas.
Diversos científicos dan forma a
teoría da orixe do Universo máis
aceptada, a Teoría do Big Bang ou Teoría do Big Bang ou
Gran ExplosiónGran Explosión.
En resumo, dúas perspectivas históricas sobre a nosa posición no Universo
Segundo a teoría heliocéntrica, o Sol está inmóbil e ocupa o centro do Universo, a Terra e os demais planetas xiran arredor do Sol, a Lúa xira arredor da Terra, mentres que as estrelas se atoparían fixas a unha lonxana esfera móbil. Cales destas ideas se consevan hoxe en día?
A teoría xeocéntricateoría xeocéntrica, proposta polos antigos gregos e cuxo principal representante foi
Ptolomeo, defendía unha Terra inmóbil no centro do Universo, arredor da cal xiraban o
resto dos astros.
Nicolás Copérnico propuxo a teoría heliocéntricateoría heliocéntrica, que desprazaba a Terra do centro do
Universo, situando nel ao Sol. Galileo Galilei foi tamén un importante defensor desta teoría.
O noso lugar no Universo
As distancias no Universo
No Universo, as distancias son tan grandes que as nosas unidades habituais non son
suficientes para expresalas. Por iso nos referimos a estas distancias co ano luzano luz e a
unidade astronómicaunidade astronómica.
Un ano luz é a distancia que percorre a luz nun ano (equivalente a 9,5 billóns de km,
aproximadamente).
Unha unidade astronómica é a distancia entre a Terra e o Sol (150 millóns de km,
aproximadamente).
Como empezou todo?
Nun principio toda a materia e enerxía
do Universo concentrábase nun
punto: o ovo cósmico ou átomo
primixenio.
Tempo Cero: 13700 m.a.
Neste momento sucede a Gran
explosión ou Big Bang que da orixe ao
Universo.
1. A inflación. Tras a gran explosión, o universo supercomprimido creceu e expandiuse a
enorme velocidade.
2. Formación da materia. Ese universo en expansión estaba formado por partículas
subatómicas: como electróns e quarks (compoñentes de neutróns e electróns). A
medida que a temperatura foi arrefriando, empezaron a formarse os primeiros
neutróns e protóns.
3. Formación dos primeiros átomos. Os primeiros átomos en formarse foron os de
Hidróxeno e Helio.
4. O acendido do Universo. A formación dos átomos permitiu aos fotóns (partículas de
luz) viaxar polo espazo.
5. A formación de estrelas e galaxias. As zonas máis densas do espazo comezaron a
atraer materia, formándose as nebulosas, planetas e estrelas. Pouco despois,
orixináronse as primeiras galaxias.
6. A enerxía escura. Suponse que é unha enerxía de natureza descoñecida que actúa
contra a atracción gravitatoria facendo que as galaxias se afasten.
Como empezou todo? O BIG BANG
Como empezou todo? O BIG BANG
PROBAS DO BIG BANG Desprazamento ao Desprazamento ao
vermello: vermello: A idea do
Big Bang xurdiu a
partir da observación
de que as galaxias
están afastándose
unhas de outras
(Hubble). Sabemos
que se alonxan
porque o seu
espectro desprázase
ao vermello polo
efecto Doppler.
… E se as galaxias se afastan unhas de outras cabe pensar que, ao principio,
todas estiveron xuntas.
PROBAS DO BIG BANG
Radiación cósmica de fondo:Radiación cósmica de fondo: A. Penzias e R. Wilson traballando nun novo tipo de antena comercial descubriron en 1964 que de todos os puntos do Universo chegaba ata ela unha radación moi débil, pero procedente de todos os puntos do mesmo e con igual intensidade.
Esta radiación é o “eco” do Big Bang.
O futuro do Universo
A cuestión esencial é saber se atracción gravitatoria, que depende da
densidade de materia do universo, sería quen de frear a forza de
expansión.
O problema principal radica no cálculo desa densidade de materia. Fai
xa unha décadas este problema acrecentouse como consecuencia do
descubrimento da materia escura.
Chámase así porque non podemos vela, pero sí observar os seus
efectos gravitatorios sobre a materia visible.
Na actualidade os científicos pensan que un 90 % da materia do
universo é materia escura.
•Ata hai pouco, a hipótese máis amplamente aceptada era que o Universo remataría
nun Big Crunch, ou “Gran Implosión”, a gravidade contrarrestaría a forza de
expansión e as galaxias irían achegándose pouco a pouco ata que toda a materia e
enerxía colapsaríase nun novo tempo cero. (B)•Outra opción é que a expansión do Universo sexa demasiado potente, polo que a
gravidade non podería freala, ou que se fixera máis lenta pero o Universo non chegara
nunca a contraerse. En calquera dos casos, o final sería o Big Chill, ou “Gran
Enfriamento”, que nos levaría a unha longa e fría eternidade ( a morte térmica
do universo). (A)•A finais dos anos 90 descubriuse a existencia dunha “enerxía escura”, que parece
acelerar a separación das galaxias, en contraposición á forza da gravidade. A
existencia desta nova enerxía parece condear o Universo ao enfriamento, a non
ser que esta enerxía sexa quen de vencer as forzas de atracción dos núcleos
atómicos, o cal levaría á destrución da materia e un gran cataclismo: o Big Rip
ou “Gran desgarro”. (C)
O futuro do Universo
A B C
Actualmente establécese que a composición do universo é:
- 65% enerxía escura
- 30% materia escura
- 5 % materia visible ( estrelas, planetas…)
Composición do UniversoComposición do Universo
Materia oscura30%
Energía Oscura65%
Estrellas, planetas, etc
5%
Materia del Universo
A distribución da materia no Universo non é homoxénea, de
feito o universo é, sobre todo, baleiro.
A materia concéntrase só nalgúns puntos formando galaxias.
As galaxias están formadas por estrelas, planetas, nebulosas,
satélites, asteroides...
A súa vez as galaxias agrúpanse formando cúmulos estelares
e supercúmulos.
A nosa galaxia é a Vía LacteaVía Lactea e forma parte dun cúmulo de
trinta galaxias, o Grupo LocalGrupo Local, que pertence a súa vez ao
supercúmulo de Virgosupercúmulo de Virgo.
Distribución da materia no UniversoDistribución da materia no Universo
Grupo Local (cúmulo de galaxias)
Supercúmulo de galaxias de Virgo
Vía Láctea (galaxia)
A orixe dos elementos químicosA orixe dos elementos químicos
Somos po de estrelas?De Cosmos (Carl Sagan)
As estrelas son fábricas de elementos químicos. No
Sol prodúcese Helio a partir do Hidróxeno nas
reaccións nucleares, pero en estrelas máis grandes
prodúcense carbono, silicio, aluminio ou ferro. O
resto dos elementos químicos orixínanse na
explosión das supernovas.
As estrelas, por estas reaccións de fusión, liberan
enormes cantidades de enerxía en forma de luz e
calor. Segundo a idade, cada estrela posúe unha cor
determinada: branca, azul, amarela, laranxa,
vermella…
As estrelas nacen de frías nubes de gas e po, compostas fundamentalmente de hidróxeno, que hai nas galaxias.
Cando as forzas de atracción gravitatoria son maiores que as forzas de dispersión a nube sofre un colapso gravitatorio (caída de material cara o centro da estrela).
Dende ese momento irá acumulando cada vez máis materia no centro da nube ata formar un núcleo suficientemente denso e estable, é unha protoestrela . Seguirá acumulando materia e por colapso gravitatorio eleva a súa presión e temperatura. Se a temperatura é suficientemente alta orixinará reaccións nucleares de fusión do hidróxeno e comezará a irradiar luz e calor, será unha estrela xoven.
Mentras teña hidróxeno permanecerá máis ou menos estable dentro do que os científicos chaman a secuencia principalsecuencia principal.
O nacemento dunha estrelaO nacemento dunha estrela
Nas diferentes fases que atravesa a vida dunha estrela mantense un
equilibrio entre a forza gravitatoria e a forza expansiva da fusión
nuclear (2 H He)
Cando a estrela consome o H, a gravidade fai que se contraia,
aumentando a súa temperatura. Esto permite que nas capas que
rodean ao núcleo se inicien novas reaccións nucleares (He C) e
se produza a expansión da estrela. A cor da estrela pasa do amarelo
ao vermello, e chámanse xigantes vermellasxigantes vermellas ou superxigante vermellasuperxigante vermella
(se procede dunha estrela de gran tamaño). Nas estrelas do tamaño
do sol non haberá fusión do He.
A partir de aquí o destino da estrela dependerá do seu tamaño:
Se é unha estrela pequena ou mediana (non supera 4 veces o
tamaño do sol) cando queme todo He quedará sen combustible e
enfriarase lentamente, pasando primeiro por unha fase de anana anana
blancablanca e finalmente pola fase de anana negraanana negra (xa non emite luz).
Evolución estelarEvolución estelar
Evolución estelarEvolución estelar
Se é unha estrela máis masiva (maior de 4 veces o tamaño do
sol) a contracción gravitacional será tan grande que permitirá
tamén o consumo doutros elementos, despois do He, máis
pesados. Cada vez que esgota o combustible sofre unha nova
contracción que eleva a temperatura o suficiente para queimar
novos elementos. O Fe é o elemento final, xa que éste absorbe
enerxía en lugar de producila.
En consecuencia o núcleo da estrela sofre un colapso (implosión)
que orixinará unha grande explosión nunha fase tremendamente
luminosa, a fase de supernovasupernova.
Tras a supernova, orixínase un obxecto moi masivo, unha estrela estrela
de neutrónsde neutróns e nos casos de estrelas moi grandes ( máis de 8
veces o tamaño do sol) dase lugar a un burato negroburato negro (neste
corpos a gravidade é tal que nin a luz pode escapar deles).
A evolución das estrelas
O Sistema Solar
Nube de Oort
Compoñentes do Sistema Solar
O Sol: é uha estrela de tamaño medio. Xira arredor do seu propio eixe e arredor do centro da galaxia.
Planetas: Son astros practicamente esféricos que xiran arredor do Sol.
•Interiores: son os máis próximos ao Sol, rochosos, de pequeño tamaño, con poucos ou ningún satélite.
•Exteriores: son os máis lonxanos ao Sol (máis aló do cinto de asteroides). Son xigantes gasosos con moitos
satélites.
Planetas ananos: son astros esféricos que xiran arredor do Sol, pero que non teñen un tamaño suficiente
para ter despexado a súa órbita doutros astros, polo que a comparten con eles.
Satélites: Son astros que xiran arredor dos planetas ou dos planetas ananos.
Corpos menores:
•Asteroides: Son fragmentos rochosos que orbitan arredor do Sol. Localízanse sobre todo no cinto de
asteroides e no cinto de Kuiper.
•Cometas: son fragmentos de xeo e po, procedentes do cinto de Kuiper e da nube de Oort.
•Os meteoroides son fragmentos de cometas ou asteroides que entran na atmosfera terrestre. Cando son
de pequeño tamaño, desintégranse ao entrar en contacto con ela e dan lugar a estrelas fugaces.
Cando son de gran tamaño impactan coa superficie da Terra e chámanse meteoritos.
A orixe do Sistema SolarA teoría máis aceptada para explicar a orixe do Sistema Solar é a teoría nebular baseada na hipótese de
Hoyle e respecto aos planetas a dos planetesimaisplanetesimais, ás que se chegou observando lugares da nosa galaxia
que se atopan en diversos momentos da evolución, para conseguir así a secuencia completa de
acontecementos.
O Sistema Solar formouse hai 4600 m.a. a partir dunha nebulosa (nube de gas e po), cuxos compoñentes se comprimiron debido, probablemente, ao estourido dunha supernova próxima.No centro da nebulosa as partículas están moi preto unhas de outras, chocan e o centro quéntase. A partir de certa temperatura, os núcleos de H poden fusionarse orixinando He e producindo enerxía. Nace así o Sol.Os elementos máis lixeiros desprázanse a zonas alonxadas do centro, mentres que os máis pesados quedan atraídos pola gran masa central.En cada zona do disco empeza a crecer un planeta, que atrae á materia máis próxima a el.Do material sobrante desa formación xeránronse os satélites (excepto a Lúa), os asteroides (fragmentos rochosos de tamaños diversos) e os cometas (restos conxelados da nebulosa).
1. Acreción de planetesimais
2. Diferenciación por densidades
3. Enfriamento e formación de océanos
Saída de gases
Disco nebular
HidrosferaCodia
Atmosfera
A formación da Terra
Orixe da Terra
Debido ás altas temperaturas, os materiais que compoñían a Terra estarían fundidos, e produciríase unha distribución dos elementos que a formaban en función da súa densidade (os máis densos, “caerían” cara ás zonas máis profundas). Esta é a razón de que aparezan a codia, o manto e o núcleo terrestre. Envolvendo todo, estaría a atmosfera, formada por elementos gasosos.Ao ir diminuíndo a temperatura, puido producirse a condensación de gases procedentes das erupcións volcánicas, orixinando así a hidrosfera.
A formación da Lúa
Orixe da Lúa
A hipótese máis aceptada sobre a
orixe da Lúa sostén que nos
primeiros momentos de existencia
da terra un planeta cun tamaño
similar ao de Marte chocou con ela.
Formouse así unha nube de residuos
(procedentes do planeta que
impactou e da propia Terra) que
quedou orbitando arredor da Terra.
A acreción destes materiais
orixinaría a Lúa.
Que características debe ter un planeta para ser habitable?
A vida, tal e como a coñecemos, parece requerir enerxía, carbono, auga
líquida e unha atmosfera. Tamén é necesario moito tempo para evolucionar
cara a formas de vida complexas.
As circunstancias que favorecen o desenvolvemento de vida (similar á que
coñecemos) nun planeta son:
•A distancia do planeta á estrela (se é moi próxima ou moi lonxana non
permite a presenza de auga líquida).
•Unha gravidade suficiente para reter a atmosfera e a hidrosfera.
•Un núcleo metálico fundido que xere un campo magnético que protexa da
radiación estelar.
•A presenza dun satélite grande que equilibre o eixe de rotación (cambios no
clima).
•Un tempo de vida da estrela suficientemente longo para permitir a evolución
da vida.
•Existencia de planetas xigantes próximos que permitan desviar asteroides
protexendo ao planeta.
•Situación dentro da galaxia, lonxe das explosións de supernovas.
Hai outras Terras? Exoplanetas
En 1995 dous astrónomos do Observatorio de Xenebra
descubriron o primeiro planeta en órbita arredor dunha estrela
distinta do Sol.
Na actualidade coñecemos máis de 300, a maioría de tamaño
moito maior que a nosa Terra.
Pola contra algúns posúen un tamaño so un pouco maior que a
Terra e os denominamos Superterras.
Como é lóxico os de menor tamaño son máis difíciles de
descubrir e estudar, pero en breve disporemos da tecnoloxía
axeitada.
O estudo dos exoplanetas permitiranos coñecer mellor o
Universo e o funcionamento dos sistemas planetarios.
GRAZAS POR ATENDERMEGRAZAS POR ATENDERME
WEBGRAFÍAWEBGRAFÍA
https://encrypted-tbn1.gstatic.com/images?q=tbn:ANd9GcS2Foh4sOX7tL9vbznscVPUeGZWl-PO2PG5hJiHQOTtYHlyl016Lw
http://gtobe.com/wp-content/uploads/2012/12/albert-einstein-cita-1.jpg
http://www.slideshare.net/EDU3364/t1-astronoma-cmc?from=ss_embed
http://www.slideshare.net/julolisapa/tema-1cmc?related=1