UNIVERSIDAD NACIONAL DE COLOMBIA SEDE MANIZALES
Cultura & Astronomía
Por: Gonzalo
Duque-Escobar
Imagen: Logo del Museo Samoga, en: http://samoga.manizales.unal.edu.co
Presentación
Imagen: Observatorio Astronómico de Manizales AOM, dependencia de la
Universidad Nacional de Colombia, en: http://oam.manizales.unal.edu.co
Este documento, hace
parte del material didáctico preparado para el Taller de Astronomía
que se dicta desde 1985 en la U.N. de Colombia, actividad del Observatorio
Astronómico de Manizales AOM que en los últimos años se ha desarrollado como un
Curso de Contexto, hoy convertido en asignatura electiva a la
cual también asisten otros ciudadanos interesados en la Astronomía.
Fuente: Duque Escobar, Gonzalo (2007) Cultura & Astronomía (C&A). http://www.bdigital.unal.edu.co/12426/
Fuente: Duque Escobar, Gonzalo (2007) Cultura & Astronomía (C&A). http://www.bdigital.unal.edu.co/12426/
Manizales, Octubre-2007
(Rev. 2014)
Ver enlace del Contexto
en Astronomía OAM-UN, en: http://godues.wordpress.com/2013/02/14/
La vida
Imagen: grupos humanoides en la evolución humana. http://humanorigins.si.edu
El Universo tiene cerca
de 15 mil millones de años y la Tierra unos 4700 millones. Nuestros ancestros
humanos apenas aparecen hace 2 a 5 millones de años, dependiendo de si se habla
del Australopithecus o del Homo.
No está claro que hubiera
vida antes de hace 4000 millones de años: las principales evidencias que se
tienen son los fósiles, y las más antiguas unos microfósiles de 3800 millones
de años.
La aparición del hombre
Imagen:
evolución biológica de la especie humana
http://www.infoplease.com
El
Homo Robustus habitó en la pradera y el Homo Habilis la selva. El
primero utilizó redes y lanzas como herramientas, y el segundo arcos,
cerbatanas y flechas; esto dadas las fuentes de proteinas disponibles.
Cuando
el Homo Habilis (2,5-1,6 millones de años)
se establece en el ecotono (frontera entre selva y pradera), toma
ventaja, suma a sus herramientas las del Homo Robustus para evolucionar hacia Homo
Erectus (1,8-0,2 millones de años ), y luego al Homo Sapiens (hace unos 200
000 años).
Mientras
el Homo Hábilis, de considerable tamaño craneal, ya baja de los árboles y
camina sólo con sus piernas, el Homo Erectus fabrica herramientas pulidas y
descubre el fuego y su uso. Pero es con el Homo Sapiens caracterizado
por su aumento craneal y desarrolladas articulaciones, que se da la aparición
del lenguaje.
Evolución humana
Imagen: Evolución craneal en:
www.blatner.com y estructura ósea Chimpancé v.s. Hombre, en www.chakras.org.uk
Por no poseer físicamente
una ventaja específica, creamos herramientas y las desarrollamos todas. Así pasamos
del Homo Hábilis al Homo Erectus, y luego al Homo Sapiens, evolucionado
culturalmente. Nuestra anatomía fue primero similar a la del simio: piernas
cortas, brazos largos, y columna vertebral en forma de C. Ahora los humanos
aparecemos con una columna en forma de S, mandíbula en lugar de quijada y
miembros inferiores largos y superiores cortos. La evolución bilógica expresada
en cambios en el cráneo y de las manos libres extendiendo las falanges,
se ha correspondido con la del cerebro, como evidencia de la evolución
cultural.
Las comunidades
primitivas
Imagen:
Comunidades primitivas, en http://comunidadprimitivaoscarctsv.blogspot.com
Como no teníamos en la
mano la potencia de la garra del puma, ni en la pierna la velocidad de la
gacela: inventamos el hacha y la rueda, y finalmente lo inventamos todo.
Después del arco y de la
lanza, el fuego y el abrigo fueron fundamentales para la especie humana.
Tras las lluvias
torrenciales, con el verano, en los valles de salida de los ríos florecieron
las praderas que proveían alimento a los herbívoros. Allí donde cazaban los carnívoros, aprendimos
el arte de domesticar animales.
En el pasado fuimos
carroñeros: donde comían los carnívoros hicimos amistad con el perro,
aprendimos el arte de domesticar los animales y de cultivar la tierra.
La cultura comprende aspectos infraestructurales relacionados con
la tecnología y los medios de producción;
aspectos estructurales relacionados con la organización social y las
instituciones; y aspectos supra-estructurales que englobarían símbolos
inmateriales e ideales.
Del trabajo colectivo al
trabajo especializado
Imagen:
Neardentales en http://www.vanguardia.com
Mientras el Paleolítico
inicia hace 2,85 millones de años en las épocas glaciares del Pleistoceno, y
termina con él en el Mesolítico, hace 12 mil años cuando el Hombre ha entrado a
América, es en el Neolítico, hace 8 mil años, que aparece la agricultura. Luego
seguirán las edades del cobre, del bronce y del hierro.
El trabajo en grupo facilitó
la supervivencia. Más adelante, el trabajo se especializa: unos pescan,
otros cazan y otros finalmente cultivan la tierra.
Como algunos bienes
cultivados no perecederos como los granos se almacenan, mientas la carne
de la caza y de la pesca no, la mayor ventaja la sacan los grupos humanos que
cultivan cereales, en especial aquellos que pueden emplear mamíferos
domesticables de fuerza utilizable.
Con la división del
trabajo se genera el intercambio de productos entre grupos humanos , nace
la propiedad privada y se da el desarrollo de las formas y medios de
comunicación. Así, nacen los mercados y el lenguaje pasa de simple a complejo.
Privilegios fortuitos I
Imagen:
Sacrificio Maya: en México, cada año
durante los rituales del calendario azteca y nahuatl del maíz, se sacrificaban
miles de víctimas humanas ofrecidas al Sol. https://sites.google.com
De 14 mamíferos
domesticables y tres cereales privilegiados, el europeo contó con 10 de
esas especies animales y con el trigo; el asiático con pocas de ellas y el
arroz; y el hombre americano solamente con la llama y el maíz.
Pero los grupos humanos
primitivos en Nueva Guinea no contaron con ninguna ventaja asociada a esos
bienes de la naturaleza: así se explica el canibalismo humano tardío como forma
de resolver las deficiencias de proteínas en algunas comunidades.
Dicho canibalismo
entre humanos con propósitos y prácticas de variada naturaleza, ha sido
registrado en tribus y etnias de todas las latitudes: celtas; indios
amazónicos, anasazis y aztecas; grupos polinésicos y pigmeos; tribus de Nueva
Guinea, grupos Maoríes y del Congo.
Privilegios fortuitos II
Imagen:
El imperio Inca abarcó cerca de 2 millones de
kilómetros cuadrados entre la costa pacífica y la selva amazónica, y desde el
sur de Colombia hasta el río Maule en el
centro de Chile. http://www.fuenterrebollo.com
Las ventajas de la vaca y
el buey, y del caballo y la
mula, son notables: se hacen adultos en tan sólo dos o tres años, se domestican
y proveen energía para el trabajo, leche, carne y pieles.
El elefante requiere 15
años para que se pueda utilizar; los carneros y ovejas, aunque ofrecen carne,
piel y leche, son de escasa potencia animal; el escenario para el
camello es el desierto y para la llama la tundra, por lo que sus usos están
restringidos por el clima; finalmente, la cebra y el bisonte no poseen un carácter
dócil.
Los cereales considerados como la base de
las grandes civilizaciones en el caso
del arroz, el maíz y el trigo, son ese conjunto de plantas herbáceas
gramíneas cuyas semillas se pueden almacenar y emplear, generalmente molidas o
en forma de harina, para proveer la alimentación humana y del ganado.
Gracias a los calendarios
aparece la agricultura
Imagen: Astronomía
en Mesopotamia. http://sobrehistoria.com
La astronomía está en la
base de la civilización: una de las características de la especie humana,
es la de anticiparse en el tiempo: la de planear y construir su futuro.
Con las fases de la Luna
se crean los conceptos de la semana y el mes; y con las estaciones el
del año. Cada fase lunar da la idea de una semana y cada luna nueva la del mes:
esto permitirá la contabilidad del tiempo en la administración de los procesos
humanos individuales y colectivos.
Ya con los calendarios
se pueden anticipar los períodos de lluvia, de pesca y de cría, las
siembras y las épocas de cosecha. De esta forma las comunidades nómada
recolectoras, se podrán establecer, producir más y construir sus poblados.
Gracias a la agricultura,
aparecen los poblados
Imagen:
Petra, Jordania, fundada hacia el siglo
VII a. C. en un lugar estratégico para las caravanas, abandonada en el siglo
VIII d. C. por el cambio de las rutas del comercio. http://upload.wikimedia.org
El hombre primero fue
errante o nómada, hasta que se establece con los animales domesticados al pie
de sus cultivos.
Los primeros poblados aparecen
hace unos 12 mil años a. C.
La ciudad, aunque más
reciente, es un desarrollo tecnológico tan fundamental como lo fueron el
fuego y la rueda en los primeros estadios del desarrollo. Con cada clase de
sociedad asociada al apogeo de cada factor de producción (esclavitud,
feudalismo capitalismo…), las ciudades también han venido evolucionando.
El medio ambiente, inicialmente un medio fundamentalmente natural y luego
un medio más transformado o paranatural, ha evolucionado gracias a la relación
dialéctica, de simbiosis y parasitismo, entre las colectividades humanas y
el medio ecosistémico.
Gracias a los poblados
surge la escritura
Imagen:
Izq. Evolución de los jeroglíficos; Der. Escritura rupestre, en http://lmblogdehistoria.blogspot.com
El orden en la evolución
de los jeroglíficos, muestra el desarrollo de la escritura, con esta
secuencia:
La contabilidad
El pictograma (mujer =
figura)
El ideograma (mujer feliz
= figura +sentimiento)
El fonograma (sólo
consonantes)
El alfabeto (aparecen las
vocales)
Es necesario informar
sobre la cantidad y los atributos de las cosas, para saber lo que se tiene,
pero también sobre su estado y lo que se dispone: de ahí que la contabilidad
tiene que evolucionar de los pictogramas a los ideogramas, y éstos a fonogramas
y al alfabeto, para facilitar el trueque y más adelante el comercio.
Gracias a la escritura
surgen los imperios.
Imagen: Pirámide Maya en: www.am.ub.edu
y Machu Picchu, en: www.eu-descopar.ro
La civilización Maya (1000 a.C. a 900 d.C.) tuvo similitud
con la babilónica: su calendario se basaba en la Luna. Ambos medios, son
poco húmedos y fértiles, pero no de clima desértico. Su arquitectura y
orfebrería soportadas en la arcilla, resulto de formas variadas.
El imperio Inca (siglos
XV a XVI), tuvo similitud con el egipcio: su calendario se basaba en el Sol.
Perú y Egipto son medios desérticos pero productivos por sus suelos limosos y
ríos en sus valles. Su arquitectura simple, estuvo soportada en la piedra.
Los calendarios
Imagen: Stonehenge 2700 aC., en el solsticio de verano, el Sol sale alineado con el eje
de la construcción. http://www.astroelda.com
Los calendarios aparecen
en los cimientos de la ciencia. La medida del tiempo para las
necesidades humanas se soporta en la división del tiempo basada en los movimientos
periódicos de la Tierra, el Sol y la Luna.
De la regularidad del
movimiento de los astros en el cielo, surgen los calendarios, y con ellos las
primeras leyes físicas.
El calendario más
antiguo del año 8000 a.C. fue encontrado en un monumento mesolítico de
Aberdeenshire, Escocia. El calendario egipcio surge a principios del tercer
milenio a. C.
El Calendario
babilónico es del Siglo VI a.C., mientras el año de doce meses se
crea en el 700 a.C. por Numa, el segundo rey de Roma. El año romano no
iniciaba en enero sino en marzo, y terminaba en diciembre: los diez meses del
calendario romano fueron: Martius, Aprilis, Maius, Iunius, Quintilis,
Sextilis, Septembris, Octobris, Novembris, Decembris.
Egipto y Babilonia
Imagen: Egipto en: http://www.fondos7.net
y Babilonia, en: http://www.uned.es
La astronomía
babilónica que se remonta al tercer milenio a. C. tuvo su auge hacia 600-500 a.
C. Su principal aporte fue el Ciclo de Saros: 223 meses sinódicos o
lunas llenas, un período útil para predecir los eclipses, en el que cada 18 años se repite un múltiplo común de Semanas, Días
y Años, cuando la Tierra ocupa el mismo punto de su órbita. Dicho calendario fue de base lunar.
El calendario
egipcio contrariamente se apoyaba en el ciclo solar. El comienzo del
año, que venía determinado por el orto de Sirio, coincidía con las
crecientes del Nilo; de ahí la relevancia del
dios Ra, dios de la vida y símbolo de la luz solar. Cuando llegaba el
verano a Egipto, con el invierno en el corazón de África, el Nilo se desbordaba
para fertilizar con los limos el fértil valle vecino al desierto.
Grecia 1
Imagen: Tornillo de Arquímedes, en http://www.iesfranciscoasorey.com y Teorema de Pitágoras, en: http://calculoareassombreadas.blogspot.com
A Pitágoras de Samos
(aprox. 582 a.C - 507 a.C) se le atribuye la invención de la tabla de
multiplicar y del teorema que lleva su nombre. Formó una especie de secta o
cofradía, con rituales y doctrinas esotéricas. Para los Pitagóricos (572-48 a.C.), el cielo
era números y armonía, y el trabajo era para los esclavos.
Por oposición a este
modo de pensar, se da el pensamiento práctico de Arquímedes de Siracusa
(287-212 a.C.), notable físico, ingeniero, inventor, astrónomo y
matemático griego recordado por el
Principio de Arquímedes y el estudio de palancas, y creador de otros aportes a
la matemática, la ingeniería y la geometría.
Grecia 2
Imagen:
Eclipse de luna, en http://www.proyecto40.com y Carabelas aproximándose a la costa en: http://cienciageografica.carpetapedagogica.com
Tales de Mileto (640
a.C.), el primero de los
grandes astrónomos y notable geómetra griego, creía que el Universo era
esférico.
Aristóteles (384
a.C.), científico, polímata
y filósofo macedonio considerado el padre fundador
de la lógica y de la biología, combatió la
idea de una Tierra plana con ideas soportadas en observaciones como las del
cambio de posiciones de las estrellas en el cielo conforme varía la latitud, la
geometría circular de la sombra de la Tierra proyectada sobre la cara visible
de la Luna durante un eclipse Lunar, y la forma como aparecían en el horizonte
las naves que llegaban por el mar: primero mostrando el mástil de la vela en la
lejanía y luego la quilla que completaba su imagen cuando se acercaba.
Grecia 3
Imagen: Medida de la circunferencia terrestre por Eratóstenes.
Los Solsticios y
Equinoccios, son la
consecuencia de la inclinación del plano ecuatorial de la tierra en 23º,5 respecto
al plano orbital o de la eclíptica.
Eratóstenes nacido en Cirene, ahora Libia, en el
año 284 a.C., mide la
circunferencia de la Tierra utilizando la diferencia en la altura del Sol de mediodía, entre Siena
y Alejandría, diferencia que alcanza 7º,5 en el solsticio de verano.
Con la medida de la
distancia entre ambas ciudades estimada en 5000 Estadios, calcula el perímetro de la Tierra en “50” veces esa
distancia, valor resultante del cociente 360º/ 7º,5. Un Estadio equivale a 185m y “n” vale
50.
A Eratóstenes se le
atribuye la invención de la esfera armilar que se empleó hasta el siglo
XVII.
Grecia 4
Imagen:
Movimientos de precesión y nutación del eje terrestre.
Hiparco (190-120 a.
C.), el astrónomo griego más importante, inventó la trigonometría, hizo
un catálogo de más de 1000 estrellas y descubrió la precesión del eje
terrestre. Calculó con bastante
exactitud la distancia Tierra-Luna, obteniendo una cifra que oscilaba
entre 59 y 67 veces el radio R de la Tierra. Hoy sabemos esa relación es 60,28
ya que TL=384000 km y R=6370 km.
La tierra, además de su
rotación y traslación, presenta dos movimientos en el eje polar geográfico: la
precesión y la nutación. El período de la precesión es de 25800 años. La
inclinación del eje polar, que es la existente entre los planos ecuatorial y de
la eclíptica, mide 23º,5. Ver figura.
Grecia 5
Imagen:
Estimación de la distancia Tierra Sol por Aristarco (adaptada), en: http://thales.cica.es
Aristarco de Samos (310-230 a.C.) matemático y astrónomo de la Escuela de
Alejandría y primera persona que propone el modelo heliocéntrico. Estimó que la
distancia Tierra-Sol era 19 veces mayor que la distancia Tierra-Luna,
deduciendo que el Sol tenía que ser mucho más grande y debía ocupar el centro
del mundo.
Aplicó por vez primera la
Geometría a la Astronomía, y así pudo
calcular que el diámetro lunar es 0,36 veces el de la Tierra (hoy sabemos es
0,27). También con bastante exactitud, determinó que la distancia desde
nuestro planeta a la Luna era 225,4 veces el radio de ésta.
En
realidad la relación de las distancias promedio, medidas desde la Tierra al Sol
y a la Luna, y de los diámetros del Sol y de La Luna, es 400.
Edad media 1
Imagen: Modelo
Geocéntrico de Claudio Ptolomeo.
El Almagesto de
Ptolomeo, última obra representativa de la gloria de la antigüedad clásica, contiene un catálogo de estrellas que se toma de una obra
perdida de Hiparco. El Almagesto también estableció criterios para
predecir eclipses.
Claudio Ptolomeo
(85-165 d.C. aprox.) propone un sistema geocéntrico. La teoría de los
epiciclos de Ptolomeo permitía, no sólo dar una explicación teórica al
movimiento de los planetas, sino también obtener predicciones fiables de su
posición.
Los epiciclos
(círculos pequeños) y los deferentes (círculos grandes), permiten estructurar el modelo planetario y
explicar sus movimientos, bajo el presupuesto de órbitas y trayectorias siempre
circulares.
Al estancamiento de las
ciencias y artes durante el largo período de la Edad Media, que va del
siglo V cuando se desintegra el Imperio Romano hasta el siglo XV en que aparece
la Imprenta, se suma el predominio
del legado ptolemaico del sistema geocéntrico apoyado por la Iglesia, acorde
con las escrituras y la visión Aristotélica.
Edad media 2
Los astrónomos árabes, quienes dieron nombre a muchas estrellas, recopilaron
nuevos catálogos de estrellas en los siglos IX y X, desarrollaron tablas del movimiento
planetario y tradujeron el Almagesto de Ptolomeo, texto que pasa del griego al
árabe y luego del árabe al latín.
Dentro de sus principales
exponentes se encuentran el astrónomo turco Al-Batani (858-929), y los
astrónomos persas Al Sufi (903-986) y Al-Farghani (805-880).
Estos conocimientos
llegan a Europa Central con las invasiones turcas de Europa Oriental a lo largo
del siglo XV.
El astrónomo árabe Azarquiel, máxima figura de la escuela
astronómica de Toledo del siglo XI, fue el responsable de las Tablas toledanas
que en 1272 se sustituyen por las Tablas alfonsíes, bajo el patrocinio de
Alfonso X el Sabio (1221-1284)
En ese ambiente oscurantista,
el astrónomo alemán Regiomontano (1436-1476), además de realizar observaciones
astronómicas discute las teorías establecidas, y el alemán Nicolás de Cusa
(1401-1464), filósofo clave en la transición del pensamiento medieval al del
Renacimiento, plantea que la Tierra no
está en el centro y en reposo, y que el Universo es interminado y carece de
fronteras.
El Renacimiento
Imagen: Modelos del mundo según Copérnico y
Ticho Brahe
Renacimiento es el nombre de un amplio movimiento cultural de corte
humanístico que se produce en Europa Occidental, y especialmente en Italia
durante los siglos XV y XVI, en el que se genera una renovación en las
artes y en las ciencias.
El sistema Geocéntrico
de Claudio Ptolomeo 100 d. C. 170 d. C.) se sustituye por el modelo Heliocéntrico
de Nicolás Copérnico (1473-1543), el astrónomo polaco que “movió el mundo”.
Tycho Brahe propuso un sistema intermedio, con la
Tierra como centro circundada por la Luna y por el Sol, y éste a su vez
circundado por los planetas.
Estos modelos que no
eliminan los epiciclos, sostienen que en el espacio supralunar, mundo
inmutable y de la perfección, las órbitas planetarias son siempre
circulares y las velocidades planetarias constantes.
Encuentro de dos
neolíticos
Imagen: el descubrimiento de 1492, en http://noticiasuruguayas.blogspot.com
El neolítico del
español, el trigo, el caballo, el
buey y la gallina. v.s. el neolítico del indio, el maíz, el
perro, la llama y el pavo.
En América inventamos la
rueda, pero por falta de
tracción animal solamente se utilizó acostada en los husos para hilar.
Imagen: Expansión de la especie humana. Imagen en: http://commons.wikimedia.org
Según las teorías del poblamiento
de América, los paleoamericanos entraron al continente en el ocaso de la última
glaciación a través de Beringia, ocurrida en el Mesolítico, hace unos 12 mil
años.
América y la navegación
Imagen: Medida de la Latitud Norte con la
estrella Polar.
Con las carabelas,
la navegación sale del Mediterráneo, para entrar a los extensos océanos como el
Atlántico en tiempos de los grandes descubrimientos.
En ese medio, la astronomía
es la nueva herramienta de los navegantes para ubicarse, dado que no podrán
tener la costa a la vista para navegar por cabotaje.
La altura de la polar
sobre el horizonte, da la latitud en
el hemisferio norte; pero queda faltando la longitud geográfica para
conocer la posición del barco, asunto que demanda el uso de efemérides
confiables y conocimientos en astronomía lo que obliga a formar a los marinos
en escuelas, a construir efemérides y aparatos para la medición fina del tiempo
y de los ángulos.
Trigonometría esférica 1
Imagen: Círculos fundamentales de la Esfera Celeste
La astronomía requiere de
una herramienta como la trigonometría esférica: el modelo supone la Tierra
ocupando el centro de la esfera celeste de radio infinito y unitario. Si
se prolonga el eje polar, se interceptará la esfera celeste en los polos celestes
P y P´. En torno al Eje del Mundo PP´
rota la esfera celeste con las estrellas, quienes describen círculos menores
como el del astro R, llamados círculos diurnos.
La esfera celeste,
permite calcular las posiciones de los astros, mediante arcos de círculos
máximos, o de radio igual al de la esfera: El Ecuador celeste QQ´ es un
círculo máximo, perpendicular al Eje PP´, cuyos puntos equidistan de los polos
celestes P y P´. Todo círculo máximo que contenga los polos celestes PP´ se
denomina meridiano celeste. El horizonte del Observador es el círculo máximo
NWSE, que parte la esfera celeste en dos hemisferios: uno visible que contiene
el Cenit y otro invisible que contiene el nadir. Un triángulo esférico,
como PNW, es la superficie de esfera limitada por tres arcos de círculo máximo.
Trigonometría esférica 2
Imagen: Horizonte del observador y Vertical del
lugar para las coordenadas horizontales.
Una
estrella como R también puede definirse con coordenadas horizontales: el acimut
“Az” y la altura “h” sobre el horizonte, utilizando arcos de círculo
máximos perpendiculares entre sí. Los
aparatos de topografía, pueden medir el acimut y la altura de un astro. En la
imagen superior, la línea cenit - nadir ZZ´, es perpendicular al horizonte del
observador NS, y los Ejes NS y PP´ hacen un ángulo “fi” igual a la latitud del
observador, dada por el arco PN. La imagen ilustra una latitud norte.
Imagen: Ecuador celeste y Primer meridiano para
las coordenadas ecuatoriales.
La
posición de la estrella como R, cuyo movimiento aparente describe un círculo
menor perpendicular al eje PP´, puede
definirse en otros círculos ortogonales, con el ángulo horario “t” igual al
arco QK, y la declinación “d” igual al arco KR. Estos ángulos, son las
coordenadas ecuatoriales de R que utilizan el ecuador celeste QQ´ y el primer
meridiano celeste del astro R (asociado a Greenwich). La ascensión recta alfa,
que se mide desde el punto Vernal “gamma”, hasta el meridiano del astro en K,
ambos ubicados sobre el ecuador celeste QQ´, suele utilizarse por los franceses
en lugar de la coordenada t.
Trigonometría esférica 3
Imagen: triángulo Polo Cenit Astro, para un astro
del Oeste y del Este.
Para
transformar coordenadas horizontales en ecuatoriales y viceversa, debe
resolverse el triángulo esférico polo-cenit- astro, PZR, mediante las
siguientes relaciones asociadas a los
lados y ángulos dados:
cos
z = sen δ sen φ + cos δ cos φ cos t (1)
sen z cos Az = -sen δ cos φ + cos δ sen φ cos t (2)
sen z sen Az = cos δ sen t (3)
Lados y ángulos del
triángulo PZR
Astro del W (Izq)
• Ángulos
Z = 180º -Az
P = t
• Lados
PZ = 90º -φ
PR = 90º-δ
ZR = 90º -h
Astro del E (Der)
• Ángulos
Z = Az - 180º
P
= 360º -t
• Lados
PZ
= 90º -φ
PR
= 90º-δ
ZR = 90º -h
Kepler 1.
Cuadrante
de pared, en: http://bibliotecadigital.ilce.edu.mx
Johannes Kepler (1571-1630) enfermizo, prematuro y de visión doble, es el
inventor de la cámara oscura y de la ciencia ficción. Usa las observaciones del
astrónomo danés Tycho Brahe (1546-1601) hechas con grandes cuadrantes de
pared desde los observatorios de Dinamarca, y entre éstas las de Marte con un
error medio de apenas 2' de arco. Los instrumentos
diseñados por Brahe le permitieron mediciones astronómicas con una precisión
muy superior a la de la época.
Imagen: Ley de las áreas y geometría elíptica de una órbita planetaria
Pero el mayor aporte de
Kepler son las tres Leyes del movimiento planetario, que describen los
movimientos elípticos de los planetas transitando con velocidad variable en
torno al Sol que se ubica en uno de los focos de dicha trayectoria, y de
conformidad con la “ley de las áreas” según la cual, el radio vector
Sol-Planeta, barre áreas iguales en tiempos iguales.
Kepler 2.
Imagen: Los seis elementos de una órbita.
Los elementos de una
órbita planetaria, son seis: 3 se relacionan con los argumentos w y
omega mayúscula y la inclinación del plano orbital i, 2 con la geometría de la órbita (la excentricidad e y el semieje
mayor a), y el sexto con el período orbital P.
Kepler, en su tercera ley encuentra la relación entre los cuadrados de los períodos
de revolución de los planetas “P” y los cubos de sus distancias medias al Sol
“a”. Esto es:
Pi2/Pj2
= ai3/aj3
Imagen: Tamaño relativo de los
planetas vistos al telescopio. En
Júpiter sería viable observar los satélites galileanos.
Galileo Galilei (1564-1642)
Imagen: Galileo Galilei, en: http://maryloudriedger2.wordpress.com
Fue un defensor
de la teoría copernicana, lo que le trajo grandes conflictos con la
Inquisición, la que en 1600 había quemado vivo a Giordano Bruno en las calles
de Roma. Se le reconoce como “El padre de la astronomía moderna”. Además de formular la primera ley del movimiento,
es condenado por la Inquisición por apoyar las ideas de Copérnico.
Los principios del plano
inclinado, el péndulo y la caída libre, son tres resultados de su método
científico.
Galileo descubre las
manchas solares, cuatro lunas de Júpiter, las fases de Venus y las montañas
lunares con el telescopio refractor, instrumento que construye y mejora
tras conocer el refractor ya inventado por el catalán Juan Roget en 1590.
Isaac Newton
(1643-1727) 1
Imagen, Isaac Newton en: http://www.kienyke.com
Nacido un año después de muerto Galileo, es el creador de la Ley
de Gravitación Universal, según la cual la caída de las manzanas y el
movimiento de los astros se rigen por una misma fuerza. Con dicha Ley establece las bases de la mecánica clásica, la que expresada como una teoría
matemática permite explicar el movimiento y la fuerza de atracción de los
cuerpos celestes.
En 1671 construye un
telescopio reflector, y al tiempo revoluciona los principios de la óptica con
su descubrimiento de los colores fundamentales y del espectro visible. Además,
para sus desarrollos creó su propia herramienta: el cálculo diferencial e
integral, desarrollo que comparte con Gottfried Wilhelm Leibniz (1646-1716).
Para Newton, el Universo
era infinito y por lo tanto eterno: siendo la cantidad de materia M infinita,
no se presentaba un colapso gravitacional porque al estar la materia
uniformemente distribuía en ese espacio de radio R infinito, la densidad que
sería de la forma M/R, resultaría nula.
Isaac Newton
(1643-1727) 2
Imagen: Efecto de marea terrestre por la atracción
solar y lunar
La imagen, que
ilustra el fenómeno de marea terrestre causado por la atracción
gravitacional solar y lunar, muestra dos posiciones lunares: en A, pasada la
Luna Llena, se ejerce una fuerza
favorable a la rotación terrestre (FA>FA´), pero en B, antes de la Luna
Nueva, se ejerce una fuerza contraria o de freno (FB>FB´).
En el siglo XVIII y
principios del XIX la mecánica celeste se desarrolla. No existe el
computador; Halley calcula la
órbita elíptica del cometa de 1682. Kant atribuye en 1755 la génesis del
sistema solar a un proceso mecánico. Lagrange estudia en 1788 el
conocido “problema de los tres cuerpos” y algunos casos especiales con
solución. Simón Laplace publica en 1799 su Mecánica Celeste y
descubre la invariabilidad del eje mayor de las órbitas planetarias. Los estudios de Newton sobre las mareas y sus alturas
según las fases lunares, estación del año y latitud, son complementados por
Laplace.
La paralaje estelar
Imagen: Medida de La Paralaje de una estrella E.
La paralaje de una estrella es el ángulo formado por dos visuales relativas a la
observación de una misma estrella, que parten desde dos puntos distintos de la
órbita terrestre.
Éste es un método útil para triangular la
distancia hasta las estrellas cercanas, pero alcanza hasta los 100 parsecs
refinando las medidas y aceptando incertidumbre en la distancia estimada. Esto
es: alcanza hasta la Polar que se ubica a 300 años luz. Un Pársec es la medida astronómica que se equivale
a 3,26 años luz y que corresponde a una paralaje alfa de 1” de arco, en la
figura que lo ilustra.
Siglos XVIII y XIX
Imagen: Espectro electromagnético en: http://fc.uni.edu.pe
Se funda la
astrofísica: las técnicas y métodos de medida se soportan en las
investigaciones sobre el espectro solar, las rayas oscuras, la creación
del análisis espectral, la introducción de los métodos de fotografía y los
fotómetros.
El espectro
electromagnético es la radiación electromagnética que emite o
absorbe una sustancia, y que sirve para identificarla, de manera análoga a una
huella dactilar.
Las diferentes
radiaciones comprenden los rayos gamma y X, el ultravioleta, la luz visible, el
infrarrojo, las microondas y las ondas de radio.
La luz presenta una
naturaleza compleja: se manifestará como una onda o como una partícula. Son dos estados que no se excluyen, sino que
se complementan. Con los espectroscopios se pueden hacer medidas de la
longitud de onda, frecuencia e intensidad de una radiación.
Efecto Doppler-Fizeau
Imagen: Efecto Doppler para una fuente luminosa
El cambio en frecuencia observada f0,
cuando la fuente que emite una frecuencia f1 se aleja respecto al
observador a una velocidad v, está dado por la expresión:
f0=f1((1-v/c)/(1+v/c))1/2
Se trata de un efecto
Doppler relativista que consiste en el cambio observado en la frecuencia de
la luz procedente de una fuente en movimiento relativo, con respecto al
observador.
Dicho fenómeno difiere
del efecto Doppler del sonido, debido a que la velocidad de la luz, c,
es constante para cualquier observador, independientemente de su estado de
movimiento.
Cuando la fuente luminosa
se acerca, las líneas espectrales muestran un corrimiento al azul
proporcional a su velocidad radial de aproximación; cuando se aleja, el corrimiento
se da al rojo.
Formación de las
estrellas
Imagen: Diagrama H-R (brillo estelar contra
temperatura superficial), mostrando en cuatro estados la evolución
del Sol.
Las estrellas surgen del colapso gravitacional de nubes de gas y
polvo interestelares. Conforme se contrae la nube, aumentan su densidad,
velocidad de rotación y energía de acreción. Surge primero una protoestrella
que emite radiación. Cuando alcance 10 millones de °C y se inicie la
fusión nuclear, aparecerá la estrella en la secuencia
principal, donde convierte H en He durante el 90% de su vida. Consumido el
hidrógeno, colapsa el núcleo y eleva nuevamente su temperatura, reiniciando las reacciones nucleares para
transformar el He en N, O y C; así la envoltura exterior de la estrella se
dilata, entrando a la fase de gigante roja.
Pero tras paroxismos similares en los que la estrella explota y
pierde masa, podrá reiniciar procesos de núcleo síntesis si su masa resulta
suficiente para tomar como nuevo combustible las cenizas del proceso anterior,
hasta ubicarse en la fase de enana blanca, donde finalmente desprovista
de su atmósfera gaseosa muere, ya como un cuerpo denso oscuro, ya como una
estrella neutrónica o ya un agujero negro, según la masa final del astro.
Los faros del Universo
Imagen: Vía Láctea: edad 13000
millones de años y diámetro 100 mil años luz.
Algunas estrellas
variables como las Cefeidas y otras estrellas de 5 a 7 masas solares,
pulsan con períodos de oscilación constantes en el brillo: lo que
permite el cálculo de distancias mayores. Este método que ha permitido
dimensionar, La Vía Láctea, nuestra galaxia, con 100 mil millones de
estrellas en sus cúmulos cerrados del halo y cúmulos abiertos del plano medio
con sus brazos espirales, también sirvió para determinar la distancia a las dos
nubes de Magallanes que la orbitan, y a
la galaxia Andrómeda ubicada a dos millones de años luz.
En las estrellas variables
periódicas, que pueden ser estrellas de alto contenido metálico PI o de
bajo contenido metálico PII, se puede calcular el brillo real en función del
período y clase de estrella (Poblaciones I o II). Al contrastar el brillo real
con el brillo que muestra la estrella, se calcula su distancia.
Electricidad y magnetismo
Imagen: Dirección del flujo y disposición ortogonal de las ondas eléctrica
y magnética. https://encrypted-tbn0.gstatic.com
Los chinos conocen la
Calamita o Magnetita, desde el 2600 a. C.; y también inventan la brújula para
la navegación hacia el 900 a.C.
Los griegos, alrededor
del 400 a.C. frotaban ámbar para atraer la paja (electricidad friccional)
En 1726 el alumno de
Newton Stephen Gray usa el cáñamo como conductor eléctrico.
En 1800 el italiano Volta
inventa la pila eléctrica de corriente continua usando zinc y de cobre.
Coulomb en Francia, en
1785 expresa matemáticamente la ley de atracción entre cargas eléctricas.
En 1813, el danés Orsted
encuentra la interrelación entre magnetismo y electricidad al mostrar un campo
magnético asociado a una corriente eléctrica.
En 1820, el francés Ampère
inventa el primer telégrafo eléctrico, descubre que la dirección de brújula
depende de la dirección de la corriente eléctrica, y formula la ley de la mano
derecha.
Galvani en Italia, con la
“bioelectrogénesis” aplicada a cadáveres, hacia 1870 demuestra la verdadera
naturaleza eléctrica del sistema nervioso.
En 1931, el británico
Faraday obtiene corrientes eléctricas a partir de campos magnéticos variables.
El electromagnetismo de Faraday, Maxwell y Hertz
Imagen: Faraday, Maxwell y Hertz. Imágenes
de Wikipedia.org
Faraday, descubre la
inducción electromagnética que permite la construcción de generadores y motores
eléctricos, y de las leyes de la electrólisis.
Maxwel, considerado el
científico del siglo XIX que más influencia tuvo sobre la física del siglo XX,
por sus contribuciones fundamentales facilita la comprensión de la naturaleza.
Hertz, quien reformuló
las ecuaciones de Maxwell para tomar en cuenta su nuevo descubrimiento, probó
experimentalmente que las ondas electromagnéticas pueden viajar a través del
aire libre y del vacío, como lo habían predicho Maxwell y Faraday.
Michael Faraday (1791-1867) Físico y químico británico, fundador del
electromagnetismo y de la electroquímica.
James Clerk Maxwell (1831-1879) Físico escocés, que desarrolla la teoría
electromagnética clásica, y sintetiza todas las anteriores observaciones,
experimentos y leyes sobre electricidad y magnetismo, y sobre óptica, en una
teoría consistente.
Heinrich Rudolf Hertz (1857 - 1894) Físico alemán descubridor del efecto
fotoeléctrico, demuestra que las ondas electromagnéticas se propagan a la
velocidad de la luz y consigue la forma de producirlas y detectarlas.
El Universo
Imagen: Galaxias lejanas, en http://wallpaper-photo.ru
El Universo tiene cerca
de 100 mil millones de galaxias, cada una con 100 mil millones de
estrellas como el Sol, en promedio. Así el Universo contendría el equivalente a
10 22 “soles”.
En los años de la década
de 1910, el astrónomo estadounidense Vesto Slipher, y después el astrónomo de
Estrasburgo Carl Wilhelm Wirtz, determinaron con el Efecto Doppler, que algunas
nebulosas espirales que eran las galaxias lejanas, se alejaban de la Tierra.
Ya en 1929, el astrónomo Edwin
Hubble, descubrió en las galaxias
más lejanas, una mayor velocidad de recesión o alejamiento que en
otras menos alejadas, fenómeno que le permitió formular la tesis de una expansión
relativista del Universo en su conjunto.
Edwin Hubble
(1889-1953)
Imagen: El Universo Estacionario de
Bondy, Gold y Hoyle (1948) supone la creación continua de materia para mantener
su aspecto uniforme. Imagen izquierda.
Edwin Powell Hubble con dicho descubrimiento, se consagró como el padre de
la cosmología observacional. La expansión relativista del Universo,
recesión que se establece con la constante de Hubble, se conoció midiendo el
desplazamiento al rojo de 46 galaxias distantes: dicha noticia fue sorprendente por su
simplicidad y trascendencia.
El Estado Estacionario
del Universo de Bondi, Gold y Hoyle
(1948), proponía que el Universo debería verse idéntico desde cualquier lugar y
no debería experimentar cambios en el tiempo, de conformidad con el Principio
Cosmológico, lo que se supone la creación continua de materia.
Si a mayor
distancia, sistemáticamente las galaxias muestran una mayor velocidad de
alejamiento calculada con el corrimiento al rojo de sus espectros, entonces no
son las galaxias sino el espacio, quien se expande. Dicha expansión
relativista debe conducir a un límite para el Universo observable, dado por
los cuerpos que se alejan a velocidades cercanas a la velocidad de la luz. En el modelo del Big Bang, la cantidad de materia se
mantiene constante en el tiempo, por lo que se modifica la densidad de
galaxias.
Albert Einstein (1879-1955)
Imagen: Efecto relativista en la precesión de la órbita de
mercurio http://electromagneochoa.blogspot.com
Albert Einstein,
considerado el científico más importante del siglo XX, nace en Ulm en1879,
estudia en la Escuela Politécnica de Zurich y regresa a Berlín en 1913 donde
dirige el Instituto de Investigación Física Kaiser Wilhelm, donde se hace
ciudadano suizo. En 1905 publica su Teoría de la Relatividad Especial, en 1916
presenta la Teoría General de la Relatividad, y en 1921 recibe el Nobel
de Física por el descubrimiento del efecto fotoeléctrico; dado su origen judío,
ante el ascenso del nazismo y la política antisemita de Hitler, en 1933 se
traslada a EE. UU., donde se hace
ciudadano norteamericano y muere en 1955).
Einstein elimina el
concepto newtoniano de espacio absoluto y de éter, y demuestra que la luz es
onda-partícula. Su expresión E=mC2 dice que Materia y Energía
son dos aspectos de la misma cosa. El principio de que la velocidad de la luz C es una constante, junto con el
principio de causalidad y la equivalencia de los marcos de inercia, es uno de
los postulados fundamentales de la Relatividad Especial, en 1905.
Relatividad General
Imagen: Agujero negro bidimensional, donde el espacio se curva en
torno a la singularidad.
El campo de la
cosmología se establece con la Teoría general de la relatividad, una
teoría de la gravedad creada por Albert Einstein en 1915 y 1916.
Los principios
fundamentales introducidos en dicha teoría son:
1- El Principio
de equivalencia, que describe aceleración y gravedad como dos aspectos
distintos de la misma realidad, y que dice "un sistema inmerso en un campo gravitatorio es
puntualmente indistinguible de un sistema de referencia no inercial
acelerado".
2- El principio
de covariancia generalizado, según el cual todos los sistemas de coordenadas son equivalentes.
Para Einstein, en un
punto concreto no se puede distinguir experimentalmente entre un cuerpo
acelerado uniformemente y un campo gravitatorio uniforme.
En esta teoría, el
espacio-tiempo se considera de 4 dimensiones y con una geometría que se curva
por la presencia de masa, energía y momento lineal.
El agujero negro, es
la fase final de una estrella de dos masas solares, y la estrella neutrónica
cuando la masa final es de 1,4 a 2 masas solares.
Fuerzas fundamentales
Imagen: Origen temporal de las fuerzas
fundamentales.
Después del Big
Bang, a los 10-43 seg surge la Gravedad, y a los 10-35
seg se separa la Fuerza Nuclear Fuerte. La Fuerza Nuclear débil y la Fuerza
E-M, se separan a los 10-10 seg.
En los años 1920 Einstein
se emplea sin éxito en la hallar una relación matemática que permita integrar
el electromagnetismo y la atracción gravitatoria, tal cual lo hizo James Clerk Maxwel (1831-1879)
con la Electricidad y el Magnetismo.
Mientras a nivel macro existen dos fuerzas fundamentales de gran
alcance, la Gravedad y el Electromagnetismo, a nivel atómico también existen dos fuerzas: la interacción débil que
explica la radiactividad y la interacción nuclear fuerte que integra el núcleo
atómico.
El orden de intensidades
de las fuerzas, es:
F Nuc. F> F E-Mag>
F Nuc. D> F Grav
El Universo de Einstein
Imagen: Albert Einstein, en http://stringers.es
Para Newton el
Universo permanece infinito e inmutable, y por lo tanto es eterno; en ese Universo,
espacio y tiempo continúan desacoplados. Además éste no requiere de un
origen en el tiempo, aunque podría tenerlo, y en él no se puede señalar un
centro en torno al cual esté colapsando.
Albert Einstein
(1879-1955) con su teoría de la Relatividad considera un espacio que se
contrae y un tiempo que se dilata cuando la velocidad aumenta; y los
efectos de la gravedad sobre un espacio euclidiano, isótropo y homogéneo: la
presencia de la masa como propiedad de la materia que causa la atracción
gravitatoria: “curva el espacio”.
Einstein continuó
creyendo en un Universo estático e inmutable, aunque la relatividad
general deja en firme las bases para los nuevos modelos cosmológicos.
Modelos dinámicos
del Universo
Imagen: Los cometas con su trayectoria, expresan la métrica del
espacio-tiempo.
Los cometas provienen de
dos acumulaciones trans-neptunianas más cercanas que la nube de OORT: el
cinturón de Kuiper y el disco disperso.
Einstein creía en un
Universo estacionario, y para lograrlo había incluido en sus ecuaciones
una “constante cosmológica” que contrarrestaba la expansión para obtener con
ella un Universo estable.
El Inglés Willem De
Sitter plantea en 1917 una expansión en la cual la curvatura del
Universo en el tiempo se va reduciendo.
El nuevo Universo
dinámico puede tomar una de dos alternativas posibles:
1: Un Universo cerrado
2: Un Universo abierto.
Todo dependerá de si
el Universo cuenta con la cantidad de materia requerida para controlar su
actual expansión. De ser cerrado, se contraería.
Forma del Universo
Imagen: Curvatura c de un espacio
continuo.
La curvatura del
Universo, podría ser cero, positiva o negativa, según
se trate de la geometría de Euclides, Riemann y Lobachevski en su orden, y en cada caso sus propiedades serían
diferentes, como también son diferentes los resultados matemáticos en las tres
geometrías asociadas a dichas curvaturas. Observaciones recientes confirman la ausencia
de masa y energía en regiones del Universo, por lo que se supone una estructura
esponjosa del Espacio Tiempo, lo que sugiere un Universo con forma de pumita.
Aunque normalmente las
estrellas forman galaxias, las galaxias forman cúmulos llamados Metagalaxias,
y estos supercúmulos llamados Hipergalaxias, la estructura del Universo en su conjunto parece ser uniforme.
Dependiendo de la
cantidad de materia en el Universo, éste puede expandirse
indefinidamente o frenar su expansión lentamente hasta producirse una
contracción global: el Big Crunch o 'Gran Colapso'.
El origen del
Universo
Imagen: Origen del tiempo y evolución del radio del Universo .
Considerando el
flujo del tiempo hacia atrás, este Universo actualmente en expansión debió
nacer de una altísima densidad de masa y energía concentrada en un solo punto:
esto es, partió de “una singularidad”.
En la figura el
origen del tiempo será A, B o C. Una de las paradojas del Universo, es su tendencia
a tener una curvatura cero o euclidiana, con lo cual B y C estarían en las
vecindades de A.
El inverso de la
constante de Hubble, se correspondería con la edad del Universo. Como aquella Constante se estima entre
65 y 77 km/seg/Mpc, el Universo tendría cerca de 15 mil millones de
años de antigüedad.
La expansión relativista
del U
Imagen:
Expansión relativista y frontera del Universo observable.
El tejido de
expansión del Universo, viajaría a una velocidad cercana a la de la luz,
conformado el límite del Universo observable. Más allá todo viajaría a
esa velocidad, sin que pueda llegar información.
Las
flechas en la imagen son la velocidad creciente de recesión de las galaxias A,
B y C, fenómeno que se explica por la expansión del espacio-tiempo.
Si el Universo que se expande posee un límite o frontera, yendo hacia el
pasado también tendría un origen en el tiempo. Así, además de ser finito,
tampoco sería eterno.
Estructura del Universo
Imagen: Arquitectura del Universo, en: http://www.emprendedoresnews.com
La energía del Big Bang
según la expresión E=mc2 y su masa estimada de 1052 kg,
es del orden de 1055x1021=1076 ergios.
El "principio
cosmológico" establece la homogeneidad del espacio, y según este el aspecto
de Universo es el mismo independientemente del lugar en que se encuentre el
observador.
El radio de Universo observable es de unos 15 mil millones de años luz,
su densidad es 10-25 g/cm3, su volumen 1078
m3, y la masa 1052 Kg, equivalentes a 1080 nucleones. Más adelante estimaremos la energía del Big Bang a
partir de estos valores.
En astrofísica y en
cosmología física se considera la materia oscura, una hipotética forma
de materia que no emite suficiente radiación electromagnética para ser
detectada con los medios técnicos actuales, pero cuya existencia se puede
inferir a partir de los efectos gravitacionales sobre la materia visible.
El átomo
Estructura del átomo, en: http://cafpe.ugr.es
En el átomo normal
el número de electrones y protones es igual. Un ion es un átomo
desequilibrado por la vía de los electrones, mientras un isótopo es un
átomo desequilibrado por la vía de los neutrones. En el hidrógeno no hay
neutrones; en los átomos de elementos livianos, el número de neutrones y
protones es igual; en los átomos pesados el número de neutrones supera
al de protones.
El 99.95% de la masa del átomo
está en el núcleo, cuya densidad es de 100 millones de toneladas por cm3.
El diámetro del átomo varía entre 20000 y 200000 veces el del núcleo.
Aunque en el siglo
XIX se consideraba que el átomo era indivisible, y de ahí su nombre,
desde principios del siglo XX se conoce su estructura
compuesta por un núcleo atómico, rodeado de una nube de electrones.
Partículas elementales.
Imagen en:
http://www.protestantedigital.com
Desde el punto de
vista de las interacciones, hay tres clases de partículas elementales: Leptones
Quarks y Bosones. A los quarks y leptones se les llama fermiones.
Leptones (no interaccionan fuertemente): Son
el electrón y los mesones muón y del tau, con sus correspondientes neutrinos. Quarks
(forman los mesones): Se necesitan tres para formar un protón o un neutrón;
y sus nombres son: arriba, abajo, extraño, encantado, cima y fondo.
Los Bosones (el intercambio de Bosones virtuales entre dos fermiones explica las 4 fuerzas): son ellos el
fotón (electromagnetismo), el gravitón (gravedad), los 8
gluones (interacción nuclear
fuerte) y las partículas W
y Z (interacción nuclear débil).
Gravedad y
electromagnetismo son dos fuerzas de gran alcance; mientras las otras 2 son
fuerzas del nivel atómico.
Principio de Incertidumbre
Imagen: El gato de Schrodinger, en http://upload.wikimedia.org
Este principio enunciado
por Werner Heisenberg en 1927, afirma que no se pueden determinar
simultáneamente y con precisión arbitraria ciertos pares de variables físicas,
como la posición y la cantidad de movimiento de una partícula dada.
Según el Principio de Incertidumbre, durante la
fase inflacionaria el Universo presentó fluctuaciones primordiales que se
amplificaron a la escala cósmica, y que afectaron toda la estructura del Universo
actual (Ver COBE)
Al pasar la inflación, el
Universo se expande de forma relativista siguiendo la Ley de Hubble, y
las regiones demasiado separadas para interactuar entre ellas, vuelven al
horizonte de sucesos.
El símil del gato de Schrodinger, aplicando el principio de
incertidumbre de Heisenberg, ilustra cómo los resultados siempre estarán
alterados por la propia observación del experimento.
Cosmología del Big Bang
Imagen: Expansión del Universo a
partir de una gran explosión, conocida como el Big Bang, en: http://cienciageografica.carpetapedagogica.com
Esta teoría explica la
expansión del Universo a partir de un estado de densidad infinita,
físicamente paradójico y altamente radiactivo. Explica el origen de los
elementos químicos primordiales y la formación de los cuerpos celestes,
pero no el origen mismo del Universo.
El Universo, inicialmente
radiactivo, se despeja 300 mil años después del Big Bang.
Un Cuásar es una fuente astronómica de energía electromagnética,
que incluye radiofrecuencias y luz visible, y que presenta un enorme
corrimiento al rojo.
Dado que los cuásares están a 4000 Mpc, los vemos con una
antigüedad de 13000 millones de años; esto es: se trata de cuerpos que se
encuentran en el tejido de expansión del Universo.
Secuencia de la teoría
Alexander Friedman
en 1922 y Georges Lemaître en 1927, utilizaron la teoría de la
relatividad para demostrar que el Universo estaba en movimiento constante.
Poco después, en 1929 el
astrónomo Edwin Hubble descubrió en las galaxias lejanas la expansión
relativista del Universo. De conformidad con ella, en las galaxias se observan
dos movimientos: el propio de la Galaxia y el del continuo Espacio-Tiempo.
A partir de este modelo,
George Gamow en 1948 pudo predecir que debería existir como evidencia
del Big Bang una radiación de fondo de microondas cósmicas.
En los años 1960, Stephen
Hawking y otros demostraron que la singularidad del modelo cosmológico
de Friedman es un componente esencial de la gravedad de Einstein. Esto llevó a
la mayoría de los cosmólogos a aceptar la teoría del Big Bang, según la cual el
universo que observamos se inició hace un tiempo finito.
A finales de los años
1990 y principios del siglo XXI se lograron enormes avances en la cosmología
del Big Bang como resultado de importantes avances en telescopía en combinación
con grandes cantidades de datos satelitales de COBE, el telescopio
espacial Hubble y WMAP.
Después de la época de
Planck
El tiempo de Planck
es la menor unidad de tiempo que puede ser medido, y la longitud de
Planck es la mínima longitud requerida para que el espacio tenga una
geometría clásica.
En cosmología, la época
de Planck es el primer momento en la historia del Universo, entre cero y 10-43
seg, período breve durante el cual las cuatro fuerzas fundamentales estaban
unificadas y no existían partículas elementales.
En 1926 por Robert Lévi
acuña el término Cronón para denominar el Tiempo de Planck y el
término Hodón para denominar la Longitud de Planck.
Aproximadamente 10-35
segundos después de la época de Planck, un cambio de fase causó que la
expansión exponencial del Universo, que entra a un período de “inflación
cósmica”.
Al terminar la “inflación
cósmica”, los componentes materiales del Universo forman un plasma
quark-gluón, cuyos componentes actúan con movimiento relativista.
El físico alemán Max
Karl Ernest Ludwig Planck (1858
1947) fue el fundador de la teoría cuántica, galardonado con el Nobel de
Física en 1918.
Los siguientes instantes
del U
Imagen: Imagen.
Universo en expansión, en http://es.wikipedia.org
A 0,01 seg después del
Big Bang, la temperatura, es de 100.000 millones de ºK. Pero 1 seg después, cae
a 10.000 millones de ºK.
A los 13.8 segundos el
universo continúa en expansión y los electrones y positrones ya se aniquilan
generando energía en forma de fotones.
El Universo dominado por
radiación apenas cuenta con algunos neutrinos y fotones, y muy pocos
electrones, neutrones y protones, que serán la base para la formación de
las estrellas y galaxias actuales.
Mientras los neutrinos no
se desacoplen del resto de la materia, el Universo continuará constituido
fundamentalmente por neutrinos, electrones, positrones y fotones, todos en
equilibrio termodinámico.
A los 3 min y con 1000
millones ºK
Imagen: Fusión del Hidrógeno para producir Helio.
Ya existen las
condiciones de menor temperatura para la formación de los primeros núcleos
atómicos: el más sencillo es el de Deuterio, resultado de la fusión nuclear
de 1 protón más 1 neutrón.
De 4 protones se puede
formar un átomo de helio, y la masa restante se transforma en energía.
Enseguida se puede formar el núcleo de Helio, cuyo núcleo posee 2 protones y 2
neutrones.
La imagen ilustra la
formación del Helio por la cadena Protón - Protón, y por el ciclo CNO.
Aunque la cadena
protón-protón es la más importante en las estrellas de masa pequeña y larga
vida como el Sol, el ciclo CNO parece ser la fuente de energía dominante en las
estrellas de gran masa, como lo es el caso de las estrellas variables
pulsantes.
El proceso triple alfa
es el proceso por el cual tres núcleos de helio se transforman en un núcleo de
carbono, para generar energía.
Fin de la nucleosíntesis
Imagen: Nucleosíntesis estelar,
escalonada.
A los 34 minutos se frena
la producción de núcleos atómicos porque cae la temperatura y no se da la fusión
nuclear.
La fusión nuclear del
hidrógeno para formar Helio, y que será el primer combustible estelar,
supone temperaturas del orden de 10 millones de ºK. Ver imagen de Nucleosíntesis estelar
La del Helio, con la que
se forman C, N y O, exige temperaturas mayores a 100 millones de grados K, tal
cual lo muestra la imagen.
El resultado final, una
composición química primordial para el Universo, así: 25% helio (2He4),
75% hidrógeno (1H1) y unas pequeñas trazas de deuterio
(1H2), helio-3 (2He3) y
litio (3Li7).
Pasan 300000 años
Imagen: A los 300 mil años del Big Bang, el Universo se despeja. www.umich.edu
Un evento importante
sucede a los 300000 años de edad del Universo: los electrones que estaban
libres, ya absorbidos por los átomos permiten que el Universo brillante y
difuso tras un velo de intensa radiación, se despeje y quede transparente,
oscuro y de apariencia vacía.
La temperatura baja a
3.000º K, y esto permite la formación de átomos eléctricamente neutros.
Ahora la única radiación
que lo llenará completamente, será una tenue radiación de fondo y
omnidireccional asociada al Big Bang, puesto que no hay estrellas o
galaxias formadas que emitan rayos de luz
Primeras estrellas y
galaxias
Imagen: Tipos de Galaxias según
Hubble.
A los 200 millones de
años se forman las primeras estrellas, por el colapso gravitacional de las
grandes nubes de materia, y finaliza el período oscuro del Universo
precedente.
A
los 700.000 años se forman las primeras galaxias por agregación de estrellas y
nubes de gas interestelar. Más adelante, las galaxias se agruparán en sistemas
mayores, como los cúmulos galácticos y supercúmulos que explican la actual
estructura del Universo.
El 70% de las galaxias son
elípticas, que se denotan con la letra E y un índice entre 0 y 7 para indicar
su nivel de achatamiento. Las galaxias lenticulares se denotan con So y las
espirales con S o BS según sean o no galaxias barradas, y un subíndice a, b c,
que anuncia el grado de apertura en su estructura espiral. Las Ir son galaxias
irregulares, como las nubes de Magallanes, dos galaxias satélites de la Vía
Láctea (Ver Figura).
Stephen Hawking (1942)
Imagen:
Agujero de gusano, una característica topológica del espacio-tiempo,
descrita por las ecuaciones de la relatividad general. http://pythagoreanorderofdeath.ning.com
Hawking, el más
famoso de los cosmólogos actuales, articula dos grandes Teorías: la
Teoría General de la Relatividad TGR y la Mecánica Cuántica MC.
Con ellas crea la
Gravedad Cuántica, para entrar al horizonte de sucesos de los Agujeros Negros y
al momento del Big-Bang, donde se supone surgen el tiempo y el espacio.
Según Hawking, la TGR de
Einstein conduce a que el espacio y el tiempo deban tener un principio en el
Big Bang y un final como agujero negro; y la Gravedad Cuántica, a que los
agujeros negros no son totalmente negros, sino que pueden emitir radiación y
eventualmente evaporarse y desaparecer.
El Universo de
Hawking
Imagen: Agujero Negro en http://es.wikipedia.org
La idea de que el
espacio y el tiempo han de tener un principio en el Big Bang y un final
dentro de los agujeros negros, hace
necesario unificar la Relatividad General con la Teoría Cuántica.
Una consecuencia de
esto es que el Universo queda sin bordes o límites en el tiempo imaginario, y
por lo tanto que la forma como empezó está completamente determinado por las leyes
de la ciencia.
Si tiempo y espacio
son finitos en extensión, pero no tienen ningún límite o borde, las leyes de
la ciencia se sostendrían por todas partes, incluyendo el principio del Universo
Los aportes de Hawking
Imagen: Hawking en http://en.wikipedia.org
En
el Universo primitivo, hubo variaciones de densidad, a causa de fluctuaciones
cuánticas del vacío.
a) Con el
Físico-matemático Roger Penrose, dice que el tiempo (clásico) surge de una
singularidad durante la gran explosión (Big Bang), que es el origen del tiempo
(real) en el Universo consistente con la
Teoría General de la Relatividad. La teoría del Big-Bang señala un comienzo
para el tiempo (real) y para el espacio.
b) En 1974 los
agujeros negros irradian, como cuerpo termodinámico, tienen una
temperatura que es función de la
gravedad en su superficie y tiene una entropía que es proporcional al
área de su superficie.
c) Con su colega James
Hartle, en el Modelo H&H, propuso la Teoría
de ausencia de límites, según la cual el espacio y el tiempo
imaginario juntos, forman una superficie finita en su extensión, pero sin
fronteras ni bordes.
Proyecto COBE
Imagen: Anisotropías del cosmic microwave
background CMB. http://www.iar.unlp.edu.ar
Las
observaciones del COBE en la radiación de fondo en microondas CMB, mostraron
estas anisotropías que coinciden con la curva de cuerpo negro predicha por la
Teoría del Big Bang.
El Explorador del Fondo
Cósmico COBE, tuvo como objetivo investigar la radiación de fondo, para
confirman las variaciones de densidad, a causa de fluctuaciones cuánticas del
vacío que dan origen a las galaxias, según
los postulados de la Teoría del Big Bang. Su misión comenzó en noviembre
de 1989.
Dos de los principales
investigadores del COBE, George F. Smoot y John C. Mather, recibieron el Nobel
de Física en 2006. El colombiano Sergio Torres hizo parte del proyecto.
George Gamow en 1948 pudo
predecir que debería existir como evidencia una radiación de fondo
omnidireccional, de 3ºK.
El modelo de
Hartle-Hawking
Imagen: Universos múltiples y función
de onda en: www.emiliosilveravazquez.com
Si vamos del presente
hacia atrás, al llegar al origen del tiempo real convencional, cambia la
naturaleza del tiempo: este presentará una componente imaginaria que se hace
más y más prominente, hasta que finalmente se desvanece el tiempo real para
quedar en lo que debería ser la singularidad de la teoría clásica.
Puede imaginarse el
tiempo real como una línea que va del principio al final del Universo, pero
también puede considerarse otra dirección ortogonal del tiempo para su componente
imaginaria.
Quizás el tiempo
imaginario sea el auténtico tiempo real, y lo que llamamos tiempo real sólo sea
un producto de nuestra imaginación. En el tiempo real, el Universo tiene
un principio y un fin. En el tiempo imaginario no hay singularidades ni
límites.
Universo sin límites
Imagen: Espacio y tiempo www.jmacosta.galeon.com
Entre 1982 y 1983
Hawking y Hartle aplicando la teoría
cuántica de la gravedad, al calcular el estado inicial del Universo demostraron
la inexistencia de fronteras.
El modelo
Hartle-Hawking, que en relatividad general clásica posee como singularidad
el Big-Bang, carece de singularidad cuando se le aplica la versión cuántica.
Si la propuesta de
ausencia de límites es correcta no habría singularidad, y entonces las leyes de
la Ciencia serían siempre válidas, incluso comenzando el Universo.
Epílogo
La ciencia y la cultura, sin duda alguna proporcionan un sin
número de beneficios a los seres humanos, al permitir el progreso, la
innovación y el desarrollo. De ahí que la misión de quienes hacemos por la
astronomía y ciencias afines desde las diferentes instituciones, ya como
aficionados o como profesionales, bien en la docencia, la investigación o la
difusión del saber, es avanzar en el propósito de "endogenizar la
ciencia" (Colombia al filo de la oportunidad. Misión de Ciencia,
Educación y Desarrollo MCED, 1995),para
crear un ambiente cultural favorable que pueda contribuir al desarrollo de
competencias necesarias en actividades productivas y de innovación tecnológica.
Luego de haber visto en
este periplo, que la astronomía es la más antigua y al tiempo
la más moderna de todas las ciencias,
esperamos con esta experiencia, haber identificado en algunos de los aportes a
la ciencia más notables de la historia, hechos desde las pretéritas
civilizaciones hasta los tiempos recientes, los argumentos suficientes para
motivar la conciencia ciudadana sobre la importancia que tienen las ciencias puras
en general para “el desarrollo sostenible, y la astronomía en particular como
temática estrategia para promover y estimular el acceso al conocimiento
universal de las ciencias fundamentales.
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Gonzalo Duque-Escobar, Profesor de la Universidad Nacional de Colombia y Director
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Manizales, Octubre-2007
Este documento ha sido complementado en 2014.
Fuente: Duque Escobar, Gonzalo (2007) Cultura & Astronomía (C&A), en
http://www.bdigital.unal.edu.co/12426/
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