Concepción del universo según Aristóteles
Aristóteles fue un filósofo griego. Se le considera como uno de los grandes pensadores de la humanidad. Su pensamiento lógico, naturalismo y ética dominaron en el pensamiento europeo hasta bien entrado el siglo XVI.
Aristóteles dominó el conocimiento de su época, desde la filosofía a la biología, desde las matemáticas hasta la psicología. No sólo estudió casi todos los ámbitos del conocimiento existentes en su tiempo, sino que además hizo contribuciones significativas en la mayoría de ellos. Dentro del ámbito de la ciencia, Aristóteles estudió anatomía, astronomía, economía, embriología, geografía, geología, meteorología, física y zoología. Dentro de la filosofía, escribió sobre estética, ética, gobierno, metafísica, política, psicología, retórica y teología. También estudió sobre la educación de las personas, las costumbres extranjeros, la literatura y la poesía. Sus obras, constituyen una enciclopedia virtual de los conocimientos griegos. Se ha sugerido que Aristóteles fue probablemente la última persona que sabía todo lo que podía ser conocido en su tiempo.
El pensamiento astronómico del filósofo hace avances importantes hasta definir la tierra como una esfera. Sin embargo a diferencia de los otros estudios aristotélicos, su cosmología es bastante especulativa y ligada a la teología. Aristóteles plantea una imagen del universo de tipo organicista ya que él había trabajado mucho las ciencias naturales. Por ello, entiende el universo como un organismo vivo y hace un retrato como si se tratara casi de una anatomía.
Aristóteles entiende que la tierra es un motor inmóvil que queda quieto en el centro del universo, continúa así la concepción geocéntrica iniciada por Eudoxia de Cnido. El universo está formado por 59 esferas concéntricas que giran alrededor de la tierra. Divide el universo en dos mundos:
-Mundo sublunar: Está formado por la luna y la tierra, y cree que sólo aquí se producen cambios sustanciales y cualitativos. Se trata de un mundo formado por cuatro elementos: tierra, agua, aire y fuego, que se mueven en dos direcciones. El aire y el fuego hacia el exterior y los otros hacia el centro de la tierra.
-Mundo supralunar: Está compuesto por diferentes planetas y estrellas que se mueven de forma perfecta y concéntrica alrededor nuestro. Él cree que están creados por el quinto elemento que llama el éter y, por sus movimientos físicos circulares perfectas, le otorga un carácter divino. Cada esfera concéntrica se mueve gracias al efecto de la esfera superior y así hasta llegar a la esfera de las estrellas fijas que se mueve gracias a la acción divina.
Aristóteles fue el primero en cuestionar la idea de que la tierra era plana que tenían todas las sociedades antiguas y dio argumentos sólidos para rebatir la cosmovisión tradicional. En primer lugar, se da cuenta que las alturas de las estrellas en el horizonte varían según la posición desde donde las observes. Si la tierra fuera plana eso sería incomprensible y, por tanto, la tierra debe tener forma esférica. Un segundo argumento era la forma en que se alejaba y se perdía un barco en el horizonte. Si la tierra fuera plana, el barco cada vez debería hacerse más pequeño pero, en cambio, va desapareciendo de abajo hasta arriba. El tercer argumento se basaba con la observación de los eclipses lunares: cuando la sombra de la tierra se proyectaba sobre la luna, ésta era curva y no plana.
Con estos argumentos, fruto de una observación empírica de la naturaleza, Aristóteles desmonta toda la tradición anterior de las sociedades antiguas. El primer argumento el demuestra comparando la posición aparente de la estrella Polar desde Grecia y desde Egipto. A partir de este estudio hace un cálculo aproximado de la tierra y dice que se trata de una circunferencia de 80.000 kilómetros, Aristóteles se equivocó de 40.000 km. En su texto de Caelis afirma que: ” es evidente a partir de estas observaciones no sólo que la figura de la tierra es redonda, sino también que se trata de una esfera no muy grande: pues, si no, no se harían patentes tanto rápido aquellos cambios al desplazarse uno en tan poca distancia.
Concepción del universo según Tolomeo
Astrónomo, matemático y geógrafo griego. Es muy poca la información sobre la vida de Tolomeo que ha llegado hasta nuestro tiempo. No se sabe con exactitud dónde nació, aunque se supone que fue en Egipto, ni tampoco dónde falleció.
Su actividad se enmarca entre las fechas de su primera observación, cuya realización asignó al undécimo año del reinado de Adriano, y de la última, fechada en el 141 d.C. En su catálogo de estrellas, adoptó el primer año del reinado de Antonino Pío como fecha de referencia para las coordenadas.
Tolomeo fue el último gran representante de la astronomía griega y, según la tradición, desarrolló su actividad de observador en el templo de Serapis en Canopus, cerca de Alejandría. Su obra principal y más famosa, que influyó en la astronomía árabe y europea hasta el Renacimiento, es la Sintaxis matemática, en trece volúmenes, que en griego fue calificada de grande o extensa para distinguirla de otra colección de textos astronómicos debidos a diversos autores.
La admiración inspirada por la obra de Tolomeo introdujo la costumbre de referirse a ella utilizando el término griego megisté; el califa al-Mamun la hizo traducir al árabe en el año 827, y del nombre de al-Magisti que tomó dicha traducción procede el título de Almagesto adoptado generalmente en el Occidente medieval a partir de la primera traducción de la versión árabe, realizada en Toledo en 1175.
Utilizando los datos recogidos por sus predecesores, especialmente por Hiparco, Tolomeo construyó un sistema del mundo que representaba con un grado de precisión satisfactoria los movimientos aparentes del Sol, la Luna y los cinco planetas entonces conocidos, mediante recursos geométricos y calculísticos de considerable complejidad; se trata de un sistema geocéntrico según el cual la Tierra se encuentra inmóvil en el centro del universo, mientras que en torno a ella giran, en orden creciente de distancia, la Luna, Mercurio, Venus, el Sol, Marte, Júpiter y Saturno.
Claudio Ptolomeo vivió en el Egipto helenizado de unos dos siglos antes de nuestra era, y trabajó en una de sus instituciones científicas más importantes, el Observatorio. Su trabajo científico, como era característico en la época, abarcó varias áreas, como la Óptica o la Música, aunque su mayor influencia histórica vino de la mano de su actividad en Geografía y, sobre todo, en Astronomía. Su obra más importante es el Almagesto, elaborado a partir de un gran número de observaciones astronómicas con el propósito de establecer un modelo numérico que permitiera predecir la posición futura de los planetas.
Ptolomeo adopta el modelo del Universo que ya había sido descrito por Platón y Aristóteles, más filosófico que científico. Según dicho modelo, el Universo está constituido por la Tierra, inmóvil y situada en su centro, el Sol y la Luna y cinco “estrellas errantes” que giraban a su alrededor, y un cielo de “estrellas fijas”, además de otros cuerpos que aparecían ocasionalmente. Las estrellas errantes corresponden, evidentemente, a los planetas. De acuerdo con los ideales de perfección que debían ser reflejados por el Universo, los movimientos de todos estos cuerpos eran perfectamente circulares.
Sin embargo, esta exigencia filosófica de perfección chocaba con los datos procedentes de la observación, especialmente en lo relativo al movimiento de los planetas.
Ptolomeo resolvió el problema de conjugar la exigencia de perfección con los movimientos retrógrados proponiendo los epiciclos. Se trata de movimientos circulares que el planeta realizaría en torno a un punto, al mismo tiempo que se mueve alrededor de la Tierra. La composición de ambos movimientos, que puedes observar en la parte principal de la animación anterior, daría lugar al movimiento planetario realmente observado.
Los datos observacionales de Ptolomeo se ajustaban muy bien a su modelo, y los principios en los que se basaba también eran congruentes con el paradigma de la época; primero, con la exigencia platónica de perfección, y luego con la visión cristiana del mundo, que por una parte compartía la idea de que la perfección divina debía reflejarse en la perfección de la creación, por otra defendía la posición central del hombre en el Universo, como consecuencia de ser “el centro de la creación” y por otra seguía literalmente pasajes de la Biblia en los que se describía el movimiento del Sol, mientras la Tierra permanecía inmóvil.
Sistema heliocéntrico de Copérnico
Copérnico era un astrónomo polaco, nacido en una rica familia de comerciantes, Nicolás Copérnico quedó huérfano a los diez años y se hizo cargo de él su tío materno, canónigo de la catedral de Frauenburg y luego obispo de Warmia.
En 1491 Copérnico ingresó en la Universidad de Cracovia, siguiendo las indicaciones de su tío y tutor. En 1496 pasó a Italia para completar su formación en Bolonia, donde cursó derecho canónico y recibió la influencia del humanismo italiano; el estudio de los clásicos, revivido por este movimiento cultural, resultó más tarde decisivo en la elaboración de la obra astronómica de Copérnico.
Fallecido el obispo en 1512, Copérnico fijó su residencia en Frauenburg y se dedicó a la administración de los bienes del cabildo durante el resto de sus días; mantuvo siempre el empleo eclesiástico de canónigo, pero sin recibir las órdenes sagradas. Se interesó por la teoría económica, ocupándose en particular de la reforma monetaria, tema sobre el que publicó un tratado en 1528. Practicó así mismo la medicina, y cultivó sus intereses humanistas.
Hacia 1507, Copérnico elaboró su primera exposición de un sistema astronómico heliocéntrico en el cual la Tierra orbitaba en torno al Sol, en oposición con el tradicional sistema tolemaico, en el que los movimientos de todos los cuerpos celestes tenían como centro nuestro planeta. Una serie limitada de copias manuscritas del esquema circuló entre los estudiosos de la astronomía, y a raíz de ello Copérnico empezó a ser considerado como un astrónomo notable; con todo, sus investigaciones se basaron principalmente en el estudio de los textos y de los datos establecidos por sus predecesores, ya que apenas superan el medio centenar las observaciones de que se tiene constancia que realizó a lo largo de su vida.
En 1513 Copérnico fue invitado a participar en la reforma del calendario juliano, y en 1533 sus enseñanzas fueron expuestas al papa Clemente VII por su secretario; en 1536, el cardenal Schönberg escribió a Copérnico desde Roma urgiéndole a que hiciera públicos sus descubrimientos. Por entonces, él ya había completado la redacción de su gran obra, Sobre las revoluciones de los orbes celestes, un tratado astronómico que defendía la hipótesis heliocéntrica.
El texto se articulaba de acuerdo con el modelo formal del Almagesto de Tolomeo, del que conservó la idea tradicional de un universo finito y esférico, así como el principio de que los movimientos circulares eran los únicos adecuados a la naturaleza de los cuerpos celestes; pero contenía una serie de tesis que entraban en contradicción con la antigua concepción del universo, cuyo centro, para Copérnico, dejaba de ser coincidente con el de la Tierra, así como tampoco existía, en su sistema, un único centro común a todos los movimientos celestes.
Nicolás Copérnico fue un científico polaco que vivió a caballo de los siglos XV y XVI. Su aportación más conocida es su obra “De revolutionibus orbium coelestium”, en la que proponía sustituir el modelo cosmológico ptolemaico por uno diferente, en el que el Sol ocupara el centro del Sistema Solar, con la Tierra y los planetas girando a su alrededor en órbitas circulares y la Luna girando en torno a la Tierra.
A pesar de que el modelo ptolemaico se ajustaba bastante bien a las condiciones tanto de validez de los datos como de contexto científico, resultaba bastante claro que los epiciclos eran artificiosos. Copérnico proponía eliminarlos, para lo cual era necesario que los planetas, incluyendo la Tierra, giraran alrededor del Sol. Los puntos fundamentales del modelo propuesto por Copérnico eran los siguientes:
-Los movimientos celestes son uniformes, eternos y circulares, o compuestos de varios círculos.
-El centro del Universo se encuentra cerca del Sol
-Alrededor del Sol giran, en orden de distancia, Mercurio, Venus, la Tierra y la Luna, Marte, Júpiter y Saturno.
-Las estrellas son objetos lejanos que permanecen fijos.
-La Tierra tiene tres movimientos: la rotación diaria, la revolución anual y la inclinación anual de su eje.
-Los planetas no tienen movimiento retrógrado. Éste es aparente, y es explicado por el movimiento de la Tierra.
-La distancia de la Tierra al Sol es pequeña, en comparación con la distancia a las estrellas.
Copérnico no llegó a publicar su obra en vida, sino que fue uno de sus discípulos, Rheticus, quien lo hizo por él. Probablemente en su decisión influyó tanto el miedo a la reacción de la Iglesia como a la que pudieran tener los científicos de la época.
De hecho, la reacción científica a las ideas de Copérnico fue bastante seria y profunda. El heliocentrismo ya había sido propuesto en la antigüedad clásica y rechazado como resultado de un debate científico en el que se incluían pruebas mecánicas que, por aquel entonces, se interpretaban erróneamente. El mismo debate, más complejo aún, se repitió en el siglo XVI y se extendió hasta bien entrado el XVII. En él intervinieron científicos de gran valía en defensa de uno y otro modelo. Incluso se propusieron modelos que trataban de compatibilizar el ptolemaico y el copernicano, como el modelo de Tycho Brahe, que proponía que todos los cuerpos celestes excepto la Tierra giraban en torno al Sol, mientras que éste lo hacía en torno a la Tierra, que ocupaba el centro del Universo.
El mayor problema de la polémica entre geocentrismo y heliocentrismo, sin embargo, se debió a la influencia de factores externos a los científicos. Entre esos factores el más destacable fue la intervención de la Iglesia, o mejor dicho de las diferentes Iglesias que, por entonces, se habían separado y enfrentado como consecuencia de la Reforma.
El fin del geocentrismo: Galileo
Galileo fue un físico y astrónomo italiano. Fue el primogénito del florentino Vincenzo Galilei, músico por vocación aunque obligado a dedicarse al comercio para sobrevivir. En 1574 la familia se trasladó a Florencia, y Galileo fue enviado un tiempo al monasterio de Santa Maria di Vallombrosa, hasta que, en 1581, su padre lo matriculó como estudiante de medicina en la Universidad de Pisa. En 1585, tras haberse iniciado en las matemáticas fuera de las aulas, abandonó los estudios universitarios sin obtener ningún título, aunque sí había adquirido gusto por la filosofía y la literatura.
En 1589 consiguió una plaza, mal remunerada, en el Estudio de Pisa. Allí escribió un texto sobre el movimiento, que mantuvo inédito, en el cual criticaba los puntos de vista de Aristóteles acerca de la caída libre de los graves y el movimiento de los proyectiles; una tradición apócrifa, pero muy divulgada, le atribuye haber ilustrado sus críticas con una serie de experimentos públicos realizados desde lo alto del Campanile de Pisa.
En 1592 pasó a ocupar una cátedra de matemáticas en Padua e inició un fructífero período de su vida científica: se ocupó de arquitectura militar y de topografía, realizó diversas invenciones mecánicas, reemprendió sus estudios sobre el movimiento y descubrió el isocronismo del péndulo. En 1599 se unió a la joven veneciana Marina Gamba, de quien se separó en 1610 tras haber tenido con ella dos hijas y un hijo.
En julio de 1609 visitó Venecia y tuvo noticia de la fabricación del anteojo, a cuyo perfeccionamiento se dedicó, y con el cual realizó las primeras observaciones de la Luna; descubrió también cuatro satélites de Júpiter y observó las fases de Venus, fenómeno que sólo podía explicarse si se aceptaba la hipótesis heliocéntrica de Copérnico. Galileo publicó sus descubrimientos en un breve texto, El mensajero sideral, que le dio fama en toda Europa y le valió la concesión de una cátedra honoraria en Pisa.
En 1611 viajó a Roma, donde el príncipe Federico Cesi lo hizo primer miembro de la Academia dei Lincei, fundada por él, y luego patrocinó la publicación de las observaciones de Galileo sobre las manchas solares. Pero la profesión de copernicanismo contenida en el texto provocó una denuncia ante el Santo Oficio; en 1616, tras la inclusión en el Índice de libros prohibidos de la obra de Copérnico, Galileo fue advertido de que no debía exponer públicamente las tesis condenadas.
Su silencio no se rompió hasta que, en 1623, alentado a raíz de la elección del nuevo papa Urbano VIII, publicó El ensayador, donde expuso sus criterios metodológicos y, en particular, su concepción de las matemáticas como lenguaje de la naturaleza. La benévola acogida del libro por parte del pontífice lo animó a completar la gran obra con la que pretendía poner punto final a la controversia sobre los sistemas astronómicos, y en 1632 apareció, finalmente, su Diálogo sobre los dos máximos sistemas del mundo; la crítica a la distinción aristotélica entre física terrestre y física celeste, la enunciación del principio de la relatividad del movimiento, así como el argumento del flujo y el reflujo del mar presentado como prueba del movimiento de la Tierra, hicieron del texto un verdadero manifiesto copernicano.
El Santo Oficio abrió un proceso a Galileo que terminó con su condena a prisión perpetua, pena suavizada al permitírsele que la cumpliera en su villa de Arcetri. Allí transcurrieron los últimos años de su vida, ensombrecidos por la muerte de su hija Virginia, por la ceguera y por una salud cada vez más quebrantada. Consiguió, con todo, acabar la última de sus obras, los Discursos y demostraciones matemáticas en torno a dos nuevas ciencias, donde, a partir de la discusión sobre la estructura y la resistencia de los materiales, demostró las leyes de caída de los cuerpos en el vacío y elaboró una teoría completa sobre el movimiento de los proyectiles. El análisis galileano del movimiento sentó las bases físicas y matemáticas sobre las que los científicos de la siguiente generación edificaron la mecánica física.
Galileo hizo el descubrimiento que, finalmente, llevaría al abandono definitivo del sistema ptolemaico: utilizó el telescopio, que hasta entonces se había empleado solo como catalejo, para estudiar los cuerpos celestes, observando la presencia de cráteres en la Luna y, sobre todo, de satélites que giraban en torno a Júpiter.
Galileo contribuyó también a rechazar las objeciones mecánicas al movimiento de la Tierra, posiblemente el mayor obstáculo científico para aceptar la teoría heliocéntrica. Una de las más importantes era el debate acerca de la caída libre.
Las leyes de Kepler
Kepler fue un astrónomo, matemático y físico alemán. Hijo de un mercenario y de una madre sospechosa de practicar la brujería, Johannes Kepler superó las secuelas de una infancia desgraciada y sórdida merced a su tenacidad e inteligencia.
Tras estudiar en los seminarios de Adelberg y Maulbronn, Kepler ingresó en la Universidad de Tubinga, donde cursó los estudios de teología y fue también discípulo del copernicano Michael Mästlin. En 1594, sin embargo, interrumpió su carrera teológica al aceptar una plaza como profesor de matemáticas en el seminario protestante de Graz.
Cuatro años más tarde, unos meses después de contraer un matrimonio de conveniencia, el edicto del archiduque Fernando contra los maestros protestantes le obligó a abandonar Austria y en 1600 se trasladó a Praga invitado por Tycho Brahe. Cuando éste murió repentinamente al año siguiente, Kepler lo sustituyó como matemático imperial de Rodolfo II, con el encargo de acabar las tablas astronómicas iniciadas por Brahe y en calidad de consejero astrológico, función a la que recurrió con frecuencia para ganarse la vida.
En 1611 fallecieron su esposa y uno de sus tres hijos; poco tiempo después, tras el óbito del emperador y la subida al trono de su hermano Matías, fue nombrado profesor de matemáticas en Linz. Allí residió Kepler hasta que, en 1626, las dificultades económicas y el clima de inestabilidad originado por la guerra de los Treinta Años lo llevaron a Ulm, donde supervisó la impresión de las Tablas rudolfinas, iniciadas por Brahe y completadas en 1624 por él mismo utilizando las leyes relativas a los movimientos planetarios que aquél estableció.
En 1628 pasó al servicio de A. von Wallenstein, en Sagan, quien le prometió, en vano, resarcirle de la deuda contraída con él por la Corona a lo largo de los años. Un mes antes de morir, víctima de la fiebre, Kepler había abandonado Silesia en busca de un nuevo empleo.
Las leyes de Kepler fueron enunciadas por Johannes Kepler para describir matemáticamente el movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol.
Primera ley: Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas. El Sol se encuentra en uno de los focos de la elipse.
Segunda ley: el radio vector que une un planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales.
La ley de las áreas es equivalente a la constancia del momento angular, es decir, cuando el planeta está más alejado del Sol su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol. En el afelio y en el perihelio, el momento angular L es el producto de la masa del planeta, su velocidad y su distancia al centro del Sol.
Tercera ley: para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital es directamente proporcional al cubo de la longitud del semieje mayor de su órbita elíptica.
Donde, T es el periodo orital, la distancia media del planeta con el Sol y K la constante de proporcionalidad.
Estas leyes se aplican a otros cuerpos astronómicos que se encuentran en mutua influencia gravitatoria, como el sistema formado por la Tierra y la Luna.
Las galaxias
Una galaxia es un conjunto de estrellas, nubes de gas, planetas y polvo cósmico unido gravitatoriamente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es incontable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012 estrellas. Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.
Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente. Una forma común es la de galaxia elíptica que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias inusuales se llaman galaxias irregulares y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas, que pueden provocar la fusión de galaxias, pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente, tenemos las galaxias pequeñas, que carecen de una estructura coherente y también se las llama galaxias irregulares.
Se estima que existen más de cien mil millones de galaxias en el universo observable. La mayoría de las galaxias tienen un diámetro entre cien y cien mil parsecs y están usualmente separadas por distancias del orden de un millón de parsecs. El espacio intergaláctico está compuesto por un tenue gas cuya densidad media no supera un átomo por metro cúbico. La mayoría de las galaxias están dispuestas en una jerarquía de agregados, llamados cúmulos, que a su vez pueden formar agregados más grandes, llamados supercúmulos. Estas estructuras mayores están dispuestas en hojas o en filamentos rodeados de inmensas zonas de vacío en el universo.
Se especula que la materia oscura constituye el 90 % de la masa en la mayoría de las galaxias. Sin embargo, la naturaleza de este componente no está demostrada, y de momento aparece sólo como un recurso teórico para sustentar la estabilidad observada en las galaxias. La materia oscura fue propuesta inicialmente en 1933 por el astrónomo suizo Fritz Zwicky, pues la rotación observada en las galaxias indicaba la presencia de una gran cantidad de materia que no emitía luz.
Las nebulosas
Las nebulosas son regiones del medio interestelar constituidas por gases además de elementos químicos en forma de polvo cósmico. Tienen una importancia cosmológica notable porque muchas de ellas son los lugares donde nacen las estrellas por fenómenos de condensación y agregación de la materia; en otras ocasiones se trata de los restos de estrellas ya extintas o en extinción.
Los quásares
Un quásar es una fuente astronómica de energía electromagnética, que incluye radiofrecuencias y luz visible. Pueden ser galaxias en formación.
Las estrellas
Una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia o una esfera de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio hidrostático de fuerzas. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que ejerce el plasma hacia fuera, que, tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso típico como el del Sol se mantiene con la energía producida en el interior de la estrella. Este equilibrio seguirá esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de producción energética. Sin embargo este ritmo cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades físicas globales del astro que constituyen la evolución de la estrella.
Las enanas rojas
Una enana roja es una estrella pequeña y relativamente fría, ya sea de tipo espectral K tardío o M. Este tipo forma la mayor parte de las estrellas, siendo sus valores de masa y diámetro inferiores a la mitad de los del Sol y una temperatura superficial de menos de 4000 K.
Las enanas blancas
Una enana blanca es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor a 9-10 masas solares ha agotado su combustible nuclear. De hecho, se trata de una etapa de la evolución estelar que atravesará el 97% de las estrellas que conocemos, incluido el Sol. Las enanas blancas son, junto a las enanas rojas, las estrellas más abundantes en el universo. El físico Stephen Hawking, en el glosario de su conocida obra Historia del tiempo, define a la enana blanca de la siguiente manera:
Estrella fría estable, mantenida por la repulsión debida al principio de exclusión entre electrones.
Las gigantes rojas
Una ‘gigante roja fue descubierta por Leik Myrabo. Es una estrella de masa baja o intermedia que, tras haber consumido el hidrógeno en su núcleo durante la etapa de secuencia principal, convirtiéndolo en helio por fusión nuclear, comienza a quemar hidrógeno en una cáscara alrededor del núcleo de helio inerte. Esto tiene como primer efecto un aumento del volumen de la estrella y un enfriamiento de su superficie, por lo que su color se torna rojizo. En esa fase previa a la de gigante roja, la estrella recibe el nombre de subgigante. En un momento dado, la atmósfera de la estrella alcanza un valor mínimo crítico de la temperatura por debajo del cual ya no puede descender, lo que obliga a la estrella a aumentar su luminosidad y volumen a temperatura superficial prácticamente constantes; la estrella se hincha hasta alcanzar un radio típico de unos 100 millones de km: la estrella se ha convertido así en una gigante roja. En todo este proceso la energía emitida por la gigante proviene de la cáscara y de la conversión de energía gravitatoria en calor por el teorema del virial.
La nova y supernova
Nova es una estrella que imprevistamente se ve involucrada en un proceso explosivo y aumenta su luminosidad en varios millares de veces en pocas horas. Por efecto de este fenómeno el observador terrestre ve encenderse una estrella donde no observaba nada, o ve aumentar el brillo de una estrellita que antes apenas era perceptible.
La supernova es una estrella que estalla y lanza a todo su alrededor la mayor parte de su masa a altísimas velocidades.
Después de este fenómeno explosivo se pueden producir dos casos: o la estrella es completamente destruida, o bien permanece su núcleo central que, a su vez, entra en colapso por sí mismo dando vida a un objeto muy macizo como una estrella de neutrones o un Agujero Negro.
Las distancias en el universo
Un año luz es la distancia que recorre la luz en un año:
1 año = 9,5·1015 m
El parsec:
1 pc = 3’26 años luz
La unidad astronómica es la distancia media entre el Sol y la Tierra:
1 UA = 1,5·1011m
Vía Láctea y el sistema solar
La Galaxia de la Vía Láctea o simplemente Vía Láctea es la galaxia espiral en la que se encuentra el Sistema Solar y, por ello, la Tierra. Según las observaciones, posee una masa de 1012 masas solares y es una espiral barrada; con un diámetro medio de unos 100.000 años luz, estos son aproximadamente 1 trillón de km. Se calcula que contiene entre 200 mil millones y 400 mil millones de estrellas. La distancia desde el Sol hasta el centro de la galaxia es alrededor de 27.700 años luz. La Vía Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias llamado Grupo Local, y es la segunda más grande y brillante tras la Galaxia de Andrómeda.
El Sistema Solar es un sistema planetario en el que se encuentra la Tierra. Consiste en un grupo de objetos astronómicos que giran en una órbita, por efectos de la gravedad, alrededor de una única estrella, conocida como el Sol, de la cual obtiene su nombre. Se formó hace unos 4600 millones de años a partir del colapso de una nube molecular que lo creó. El material residual originó un disco circumestelar protoplanetario en el que ocurrieron los procesos físicos que llevaron a la formación de los planetas. El Sistema solar se ubica en la actualidad en la Nube Interestelar Local que se halla en la Burbuja Local del Brazo de Orión, de la galaxia espiral Vía Láctea, a unos 28 000 años luz del centro de esta.
La mayor parte de su masa, aproximadamente el 99,85 %, yace en el Sol. De los numerosos objetos que giran alrededor de la estrella, gran parte de la masa restante se concentra en ocho planetas cuyas órbitas son prácticamente circulares y transitan dentro de un disco casi llano llamado plano eclíptico. Los cuatro más cercanos, considerablemente más pequeños Mercurio, Venus, Tierra y Marte, también conocidos como los planetas terrestres, están compuestos principalmente por roca y metal. Mientras que los planetas externos, gigantes gaseosos nombrados también como “planetas jovianos”, son sustancialmente más masivos que los terrestres. Los dos más grandes, Júpiter y Saturno, están compuestos principalmente de helio e hidrógeno; los gigantes helados, como también se suele llamar a Urano y Neptuno, están formados mayoritariamente por agua congelada, amoniaco y metano.
El Sistema Solar es también el hogar de varias regiones compuestas por objetos pequeños. El Cinturón de asteroides, ubicado entre Marte y Júpiter, es similar a los planetas terrestres ya que está constituido principalmente por roca y metal, en este se encuentra el planeta enano Ceres. Más allá de la órbita de Neptuno está el Cinturón de Kuiper y el Disco disperso, dos zonas vinculadas de objetos transneptúnicos formados por agua, amoníaco y metano principalmente. En este lugar existen cuatro planetas enanos Haumea, Makemake, Eris y Plutón, el cual hasta hace poco fue considerado el noveno miembro del sistema solar. Este tipo de cuerpos celestes ubicados más allá de la órbita de Neptuno son también llamados plutoides, los cuales junto a Ceres, poseen el suficiente tamaño para que se hayan redondeado por efectos de su gravedad, pero que se diferencian principalmente de los planetas porque no han vaciado su órbita de cuerpos vecinos.
Adicionalmente a los miles de objetos pequeños de estas dos zonas, algunas docenas de los cuales son candidatos a planetas enanos, existen otros grupos como cometas, centauros y polvo cósmico que viajan libremente entre regiones. Seis planetas y tres planetas enanos poseen satélites naturales. El viento solar, un flujo de plasma del Sol, crea una burbuja de viento estelar en el medio interestelar conocido como heliosfera, la que se extiende hasta el borde del disco disperso. La Nube de Oort, de la cual se cree es la fuente de los cometas de período largo, es el límite del sistema solar y su borde está ubicado a un año luz desde el Sol.
Origen del universo: el Big Bang
El Big Bang, literalmente gran estallido, constituye el momento en que de la “nada” emerge toda la materia, es decir, el origen del Universo. La materia, hasta ese momento, es un punto de densidad infinita, que en un momento dado “explota” generando la expansión de la materia en todas las direcciones y creando lo que conocemos como nuestro Universo.
Inmediatamente después del momento de la “explosión”, cada partícula de materia comenzó a alejarse muy rápidamente una de otra. Los físicos teóricos han logrado reconstruir esta cronología de los hechos a partir de un 1/100 de segundo después del Big Bang. La materia lanzada en todas las direcciones por la explosión primordial está constituida exclusivamente por partículas elementales: Electrones, Positrones, Mesones, Bariones, Neutrinos, Fotones y un largo etcétera hasta más de 89 partículas conocidas hoy en día.
En 1948 el físico ruso nacionalizado estadounidense George Gamow modificó la teoría de Lemaître del núcleo primordial. Gamow planteó que el Universo se creó en una explosión gigantesca y que los diversos elementos que hoy se observan se produjeron durante los primeros minutos después de la Gran Explosión o Big Bang, cuando la temperatura extremadamente alta y la densidad del Universo fusionaron partículas subatómicas en los elementos químicos.
Cálculos más recientes indican que el hidrógeno y el helio habrían sido los productos primarios del Big Bang, y los elementos más pesados se produjeron más tarde, dentro de las estrellas. Sin embargo, la teoría de Gamow proporciona una base para la comprensión de los primeros estadios del Universo y su posterior evolución. A causa de su elevadísima densidad, la materia existente en los primeros momentos del Universo se expandió con rapidez. Al expandirse, el helio y el hidrógeno se enfriaron y se condensaron en estrellas y en galaxias. Esto explica la expansión del Universo y la base física de la ley de Hubble.
Según se expandía el Universo, la radiación residual del Big Bang continuó enfriándose, hasta llegar a una temperatura de unos 3 K. Estos vestigios de radiación de fondo de microondas fueron detectados por los radioastrónomos en 1965, proporcionando así lo que la mayoría de los astrónomos consideran la confirmación de la teoría del Big Bang.
Uno de los grandes problemas científicos sin resolver en el modelo del Universo en expansión es si el Universo es abierto o cerrado.
Un intento de resolver este problema es determinar si la densidad media de la materia en el Universo es mayor que el valor crítico en el modelo de Friedmann. La masa de una galaxia se puede medir observando el movimiento de sus estrellas; multiplicando la masa de cada galaxia por el número de galaxias se ve que la densidad es sólo del 5 al 10% del valor crítico. La masa de un cúmulo de galaxias se puede determinar de forma análoga, midiendo el movimiento de las galaxias que contiene. Al multiplicar esta masa por el número de cúmulos de galaxias se obtiene una densidad mucho mayor, que se aproxima al límite crítico que indicaría que el Universo está cerrado.
La diferencia entre estos dos métodos sugiere la presencia de materia invisible, la llamada materia oscura, dentro de cada cúmulo pero fuera de las galaxias visibles. Hasta que se comprenda el fenómeno de la masa oculta, este método de determinar el destino del Universo será poco convincente.
Bibliografía
http://entenderlaciencia.blogspot.com.es/2010/10/la-explicacion-del-universo-de-ptolomeo.html
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