La Tierra en el Universo

¿Qué es el Universo?

El universo lo es todo: Materia, energía, espacio y tiempo, así como las leyes físicas que lo rigen.

Actualmente tiene una estructura bien conocida.

Puesta en común: ¿Cómo es el universo actual?

- ¿Materia?
- ¿Energía?

-¿Cómo sabemos de su estuctura?

Apuntes de Cultura Científica de 4º de ESO

¿Cómo se estructura?

La estructura a gran escala del universo actual tiene las siguientes características:

• Grandes vacíos
• Acumulación de galaxias y materia oscura en filamentos y superficies entorno a estos grandes vaciós
• En las confluencias grandes cúmulos de galaxias (miles de galaxias cercanas)

 

Las estrellas son cuerpos celestes que emiten luz propia
Son muy abundantes en el universo y fáciles de observar porque nos llega su luz que podemos ver.

¿Por qué son importantes las estrellas?

A parte de por puro conocimineto científico las estrellas son importantes en dos aspectos fundamentales:

1 - Nuestro sol es una estrela, de él recibimos luz que calienta la Tierra, es la responsable del clima y los procesos geológics externos y permite la fotosíntesis de la que depende mayor parte la vida en la Tierra

2 - En Big bang no se formaron elementos más pesados que el helio. Lo demás lo formaron las estellas y lo enviaron al espacio. Somos literalmente polvo de estrellas

Las estrellas no son todas las estrellas son iguales, varían en varios aspectos:

Masas

Las masas de las estrellas oscilan normalmente entre una décima parte de la solar y unas 20 veces la masa del Sol.
La mayoría de las estrellas son menores que nuestro sol
El límite inferior es de una décima parte que la masa del sol. Los cuerpos menores no brillan por reacciones nucleares y se denominan enanas marrones

Temperatura

La temperatura interior siempre es muy elevada (millones de grados) pero la temperatura superficial varía desde menos de 1.000 ºK a más de 30.000 ºK

Luminosidad

Varía enormemente; desde diezmilésimas de la solar hasta 100.000 veces mayor

Tamaño

Generalmente de tamaño semejante al solar o algo menores pero existen estrellas enormaes de UA de radio.

Clasificación de las estrellas

Para clasificar estrellas se recurre a dos parámetros fáciles de medir:

- La temperatura superficial que se puede deducir por su color
- La luminosidad absoluta que se puede deducir sabiendo su brillo aparente y su distsncia

Diagrama de Hertzsprung-Russell o Diagrama H-R

Cuando se ponen en un gráfico las estrellas clasificadas por su color frente a la luminosidad se obtiene un diagrama como el siguiente:

En el eje x se mide la temperatura superficial que se corresponde a un grupo espectral (O B A F K M)
En el eje Y se mide la luminosidad absoluta en escal logarítmica

De este diagrama se observan las siguientes características:

La mayoría de las estrellas se agrupan en la secuencia principal, diagonal en la gráfica. En esta secuencia principal las estrelas más brillantes son las de mayor temperatura superficial.

Algunas estrellas son frias pero muy luminosas (Parte superior derecha del diagrama).
El motivo es que son de gran tamaño. Se las denomina gigantes rojas

Otras estrellas son poco luminosas calientes, enanas blancas

Existen cuerpos frios y poco brillantesdenominados enanas marrones.
Son muy difíciles de observar pero abundantes
Se encuentran en la parte inferior derecha del diagrama

Evolución estelar

La vida de una estrella se puede explicar por las siguientes fuerzas que actúan sobre la materia que la forman.

Secuencia de acontecimientos en la evolución de una estrella

Una masa de gas no homogénea por perturbación o expontáneamente se contrae por gravedad.

La contracción aumenta temperatura

El aumento de temperatura aumenta presión hasta que se equilibra con la gravedad.

La energía se pierde por radiación al espacio y se vuelve contraer y a aumentar la presión

Al ser la gravedad cada vez mayor la temperatura tiene que ser cada vez más elevada para mentener la estructura del gas en compresión

La radiación emitida va cambiando desde el infrarrojo a visible

El proceso continúa hasta que la presión es suficiente para producir la fusión del hidrógeno en helio. 4 H -> 1 He . Se produce a unos 7 a 20 millones de ºK Este proceso mantiene a la estrella irradiando durante millones de años (secuencia principal del diagrama HR) Las estrellas grandes al tener mayor temperatura son azules y viven pocos millones de años Las estrellas menores son rojas y su vida en la secuencia principal es más larga: miles de millones de años. El Sol vivirá unos 10.000 m.a. quemando materia a unos 600 millones TM/s Al agotarse el H el núcleo se contrae y calienta y empieza la fusión de otros elementos más pesados hasta el Fe Las temperaturas interiores son mucho más altas 100 millones ºK De estas reacciones de fusión se obtiene mucha menor energía Mientras el núcleo se calienta la periferia se expande y enfría. Se forman las gigantes rojas Son estrellas inestables: - A veces se producen explosiones: novas - A veces se convierten en estrellas variables. en las que cambia el brillo periódicamente

Final de la vida de una estrella

El futuro de la estrella depende de la masa

Estrellas de masa entre 0.1 y 9 masas solares

Van agotando su combustible. Las menores sólo el H, las mayores llegan hasta tener un núcleo de Fe.
Las que pasan por estado de gigante roja terminan por emitir al espacio parte de sus capas exteriores formando las denominadas nebulosas planetarias
Dejan de tener reacciones nucleares y solo emiten calor por la contracción del cuerpo disminuyendo mucho su tamaño y convirtiéndose en enanas blancas muy densas.
Una enana blanca de masa solar tendría el tamaño de la Tierra. su densidad sería de 1 Tm/cm3 aprox.
Las enanas blancas se van enfriando lentamente.

Estrellas mayores de 9 masas solares

Da lugar a una supernova explosiva . que emite tanta radiación como toda una galaxia.
Las supernovas emiten al espacio la mayor parte de la masa de la estrella quedando un resto estelar sin capacidad de seguir teniendo reacciones de fusión.
En estas explosiones se pueden formar por fusión nuclear elementos químicos más pesados que el hierro.

Si la masa resultante tras la explosión de supenove es menor de 3 veces la solar queda la materia condensada en una estrella de neutrones en rápida roración.
En estos restos estelares los átomos no pueden aguantar la gravedad y se combinan protones y electrones formando una especie de átomo gigante de neutrones
Su diámetro es de unos 20 Km y su densidad de unos 100 millones Tm/cm3

Si la masa resultante tras la explosión es mayor de 3 veces la solar se origina un Agujero Negro .
La gravedad es tan intensa que no pueden escapar ni los fotones
El tiempo y el espacio se alteran en su interior. Nada puede escapar de este resto estelar.

Influencia en la formación de nuevas estrellas

El final de la vida de una estrella influye en la composición y estructura de la siguiente generación
Las nebulosas planetarias emiten materiales al exterior pero de manera muy limitada, pero las supernovas proyectan grandes cantidades de materia rica en elementos pesados y a gran velocidad.

La materia expulsada por supernovas forma ondas de presión que forman nuevas estrellas.

Los elementos pesados forman polvo estelar que pueden dar lugar a planetas rocosos e influir en el comportamiento de las sigientes generaciones de estrellas.

 Video sobre evolución estelar

	Estrella en una caja - Evolución estelar
	FInal de la vida de una estrella. Minutephisic

Grandes cuerpos formados por estresllas, gas, polvo y materia oscura.
Se supone que en la mayoría existe un agujero negro supermasivo central

Giran en torno al centro

Se suelen clasificar en espirales, elípticas e irregulares.

Galaxias espirales

Espirales planas
Unas 100.000 millones de estrellas
Unos 100.000 años luz de diámetro
Más gruesa en el centro.
Poseen cúmulos globulares satélites
Son abundante gas y polvo y, por tanto en formación de estrellas
Poseen estrellas de todas las edades.
Grupos de estrellas recién formadas más abundantes en los brazos
Estrellas viejas más abundantes en e centro galáctico

Galaxias elípticas

Forma de elipsoide
Generalmnte mayores que las elípticas
Las estrellas giran de forma desordenada respecto al centro
Suelen presentar estrellas viejas y poco gas interestelar
Se supone que están formadas por colisiones de galaxias espirales

. Video cortito de similación de una colisión de dos galaxias espirales

Galaxias irregulares

No tienen forma concreta
Suelen ser de tamaño menor que las anteriores
Mucho gas y polvo y estrellas jóvenes
Se supone que son masas de gas y polvo menores que las otras galaxias y, por ello el ritmo de formación de estrellas ha sido menor.