Conceptos Fundamentales de Cosmología y Astronomía

Teoría Planetesimal

Representación

Hace aproximadamente 4600 millones de años, una inmensa nube de gas y polvo se contrajo y comenzó a girar con gran velocidad. El colapso gravitatorio de las partículas formó el núcleo central y la nebulosa girando alrededor. Al contraerse rápidamente, se consolidó el núcleo y el material restante quedó alrededor. Comienza la fusión nuclear del hidrógeno, formando un protosol. El núcleo se convierte en una estrella: el Sol. Finalmente, las nubes de material se agrupan formando los planetesimales y, más tarde, los protoplanetas y satélites, cuando tuvieron suficiente masa para limpiar sus órbitas.

Formación de la Tierra

La Tierra se formó por acreción de planetesimales. Posteriormente, ocurrió una diferenciación por densidades, donde los materiales más pesados se hundieron hacia el centro. Poco a poco, la Tierra se enfrió.

Movimientos de la Tierra

• Traslación: Órbita de la Tierra alrededor del Sol. Dura aproximadamente 365 días.
• Rotación: Movimiento de la Tierra sobre su propio eje. Dura aproximadamente 24 horas.
• Precesión: El eje de rotación describe un cono con un vértice en el centro de la Tierra. Completa un ciclo en aproximadamente 25.800 años.
• Nutación: Oscilación en forma de elipse del eje de rotación. Tarda aproximadamente 18 años en completar un ciclo.

La Materia: Jerarquía Cósmica

La jerarquía de estructuras en el universo es la siguiente:

1. Estrellas
2. Cúmulo estelar
3. Galaxia
4. Cúmulo de galaxias
5. Supercúmulo

Estrellas: Tipos y Evolución

Las estrellas azules o amarillas son generalmente estrellas jóvenes. Cuando una estrella ha consumido todo su hidrógeno, se dilata y se enfría, emitiendo luz roja, pasando a ser una gigante roja (puede ser cientos de veces el tamaño del Sol).

El destino final de una estrella depende de su masa:

• Hasta 4 veces la masa del Sol: Se transforma en una enana blanca. Si sigue enfriándose y se vuelve indetectable, se considera una enana negra (la muerte estelar para estas masas).
• Más de 4 veces la masa del Sol: Termina en una explosión violenta conocida como supernova.
• Más de 8 veces la masa del Sol: Tras la supernova, el remanente colapsa formando un agujero negro.

Origen del Universo: Evidencia

Dos de las principales evidencias que apoyan la teoría del origen del universo son:

1. Desplazamiento al rojo de la radiación que llega de las estrellas (Efecto Doppler): Cuando un objeto en movimiento emite ondas (sonoras o luminosas), estas ondas se distorsionan. Si el emisor se acerca, las ondas se comprimen (desplazamiento al azul en luz); si se aleja, las ondas se estiran (desplazamiento al rojo en luz). La luz de la mayoría de las galaxias lejanas muestra un desplazamiento al rojo, indicando que se están alejando de nosotros.
2. Radiación cósmica de fondo: Es una radiación electromagnética que llega a la Tierra en todas las direcciones del universo. Se interpreta como el 'eco' o el remanente térmico del Big Bang, la gran explosión inicial.

Futuro del Universo

El destino final del universo depende principalmente de su densidad de energía. Los escenarios propuestos incluyen:

• Big Freeze o Heat Death (Gran Congelación o Muerte Térmica): Si la densidad total del universo es inferior a una cantidad determinada llamada densidad crítica, el universo será abierto y su expansión será indefinida y acelerada. Eventualmente, todo se enfriará hasta alcanzar una temperatura cercana al cero absoluto.
• Big Crunch (Gran Colapso): Si la densidad total del universo es mayor que la densidad crítica, la gravedad terminará frenando la expansión. La expansión se invertirá, llevando a un colapso de toda la materia y energía en un punto singular, similar a un nuevo 'tiempo 0'.
• Big Rip (Gran Desgarro): Si la cantidad de energía oscura es significativamente mayor que la de materia (oscura y bariónica), su efecto repulsivo podría acelerar la expansión de forma tan extrema que terminaría desgarrando no solo galaxias y estrellas, sino incluso átomos.