Explorando el Cosmos: Estructura, Evolución y Composición del Universo

El universo observable es un inmenso vacío en el que hay millones de cuerpos. Algunos de ellos pueden verse fácilmente, pero otros requieren telescopios, espectroscopios o radiotelescopios. En él existen fuerzas gravitatorias más fuertes causadas por la materia observable. Se habla de materia oscura, que ocupa el 90% de la materia en el universo.

Radiación Electromagnética y Espectro

Para estudiar los cuerpos celestes, se analiza la radiación electromagnética. La energía de un cuerpo debido a su alta temperatura se transmite en movimiento ondulatorio. Este se caracteriza porque hay una transmisión de energía sin desplazamiento de materia. Tiene unos parámetros que lo caracterizan: amplitud y longitud de onda (representada por lambda, que es inversamente proporcional a la frecuencia).

El espectro es la descomposición de la radiación cuando la hacemos pasar por un prisma cristalino y separamos sus distintas longitudes de onda.

Hay tres tipos de espectro:

• Continuo
• De emisión
• De absorción

Unidades de Medida Astronómicas

Para medir distancias en el universo, se utilizan unidades específicas:

• UA (Unidad Astronómica): 150 millones de km (distancia media Tierra-Sol).
• Año luz: 9,46 billones de km (distancia que recorre la luz en un año).
• Pársec: 3,26 años luz.

Radiación Cósmica de Fondo

La radiación cósmica de fondo es una prueba del Big Bang. En 1950, Gamow postuló que el Big Bang emitió una fuerte radiación que estaría presente en todo el universo. Penzias y Wilson detectaron unas radiaciones de microondas que llegaban de todos lados. Hoy en día, nos llega como microondas a 3 Kelvin.

Modelos del Universo y Leyes de Kepler

Históricamente, ha habido diferentes modelos del universo:

• Modelo geocéntrico (Ptolomeo)
• Modelo heliocéntrico

El movimiento de los planetas en el modelo heliocéntrico se explica mediante las leyes de Kepler:

1. Primera ley: Los planetas describen órbitas elípticas alrededor del Sol.
2. Segunda ley: El radio vector que une un planeta con el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales en cualquiera de sus órbitas. El planeta se mueve más veloz cuanto más cerca está del Sol.
3. Tercera ley: El cubo de la distancia media de cada planeta al Sol es proporcional al cuadrado del periodo de revolución de dicho planeta (tiempo que tarda en dar una vuelta al Sol).

Ley de Gravitación Universal y Relatividad

La ley de gravitación universal (Newton) establece que dos masas se atraen con una fuerza directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que las separa:

F = G * (M * m) / d²

Einstein, con su Teoría de la Relatividad General, describió la gravedad como una curvatura del espacio-tiempo. Su famosa ecuación relaciona masa y energía:

E = m * c²

Expansión del Universo

La expansión del universo plantea diferentes escenarios futuros, dependiendo de la densidad de materia y energía:

1. Si la densidad material es superior a la densidad crítica, las galaxias se frenarán y se producirá el Big Crunch (universo cíclico).
2. Si la densidad es igual a la crítica, el universo seguirá expandiéndose a la misma velocidad que ahora (universo plano).
3. Si la densidad es inferior a la crítica, el universo se expandirá hasta que la materia no pueda sujetar a los componentes y se producirá el Big Rip (universo abierto).

Historia del Universo

La evolución del universo desde el Big Bang se divide en etapas clave:

1. Etapa de inflación (expansión rapidísima inicial).
2. Formación de materia (partículas elementales).
3. Formación de los primeros átomos (Hidrógeno y Helio, unos 300 mil años después del Big Bang).
4. Encendido del universo (la luz puede viajar libremente).
5. Formación de estrellas y galaxias (unos 400 millones de años después del Big Bang).
6. Dominio de la energía oscura (unos 9000 millones de años después del Big Bang, acelerando la expansión).

Origen de los Elementos

Las estrellas son las "fábricas" de los elementos químicos. El Sol, por ejemplo, produce helio a partir de hidrógeno mediante fusión nuclear. En estrellas mayores, se producen elementos más pesados como silicio, aluminio, etc. Los elementos más pesados que el hierro se producen principalmente en las explosiones de supernovas.

El proceso principal de creación de elementos en las estrellas es la fusión nuclear. Consiste en la unión de varios núcleos atómicos ligeros para formar otro núcleo más pesado, liberando una gran cantidad de energía. Se necesitan temperaturas y presiones extremadamente elevadas para que ocurra (ejemplo: la fusión de deuterio y tritio, isótopos del Hidrógeno). La energía que emiten las estrellas es en forma de radiación.

La fisión nuclear, por otro lado, consiste en la rotura de un núcleo atómico pesado generando dos núcleos más ligeros y liberando energía. Elementos a partir del torio en la tabla periódica pueden sufrir fisión.