(Video): El Sistema Solar

Etapas tempranas de formación de nuestro Sistema Solar con su protosol y protoplanetas

Origen del Sistema Solar Planetario

Los astrónomos han podido concluir que la formación de nuestro Sistema Solar Planetario (es decir, el conjunto formado por el Sol y todos los planetas que lo acompañan, además de otros cuerpos menores a los cuales haré referencia después) se llevó a cabo en un proceso que fue ocurriendo al mismo tiempo. De modo que, la Tierra, el Sol y Júpiter, por nombrar algunos de ellos, tienen la misma edad.
El inicio de la formación de nuestro Sistema Solar Planetario (o Sistema Solar, en forma breve) ocurrió hace aproximadamente 4.55 miles de millones de años. Para esa época, el universo que conocemos era más joven y tenía una edad de entre 7 y 11 mil millones de años.
La materia prima para formar nuestro sistema solar fue: gas —principalmente hidrógeno y helio— y polvo, integrado por todos los demás elementos que hoy conocemos. A la mezcla de gas y polvo que dio origen a nuestro Sistema Solar Planetario se le conoce como nebulosa solar (de hecho, las leyes de la naturaleza son generales y seguramente todas las estrellas que vemos en el cielo surgieron de una nebulosa semejante, con mayor o menor cantidad de materia).
Esa materia o nebulosa solar se encontraba allí como el vestigio expelido al espacio por estrellas que brillaron y se extinguieron antes que nuestro Sol. Por este motivo, justamente, nosotros disponemos de una riqueza de elementos químicos que ciertamente hicieron más probable el surgimiento de la vida. El Sol es por ello una estrella de, al menos, segunda generación. Las estrellas de primera generación, con sólo hidrógeno y helio, no pudieron formar planetas constituidos con elementos pesados; ¡no existían todavía!
El papel de la fuerza de gravedad para el inicio y consolidación del Sistema Solar ha sido esencial. Ésta es una fuerza de atracción y depende de la cantidad de materia. Es la responsable de mantenernos con un cierto peso sobre la superficie de la Tierra y evita que nos ‘desprendamos’ de ella. Tiene la característica de crecer de manera directamente proporcional con la cantidad de materia. Mientras mayores sean las masas, mayor será la intensidad de la fuerza de gravedad.

Regresemos a la nebulosa solar, la que podemos considerar globalmente como una zona del espacio interestelar con mayor cantidad de materia que sus alrededores. Seguramente las primeras etapas de formación del Sistema Solar fueron inducidas al presentar ésta alguna zona de mayor concentración de materia en comparación con el resto de la nebulosa. Esto generó una fuerza de gravedad mayor en la región, lo que originó una atracción acrecentada de materia de sus alrededores cercanos. Es posible darse cuenta de que este proceso se puede desbocar por sí mismo: Por inducción mutua, una mayor concentración de materia generará mayor fuerza de atracción gravitacional, lo que a su vez atraerá más materia, con el resultado de generar mayor fuerza de atracción gravitacional, para atraer aún más materia de los alrededores. Este proceso continuó en el tiempo, lo cual condujo a la formación de un núcleo de materia cada vez con más masa que llamaremos protosol (con el paso del tiempo daría origen a nuestro Sol). Los astrónomos han podido comprobar que no siempre el resultado final de este proceso es la formación de un solo núcleo de materia que da origen a un protosol (o protoestrella). De hecho, el resultado más frecuente es que se formen dos, tres o más núcleos, originando varios protosoles unidos gravitacionalmente que dan lugar a los llamados sistemas dobles, triples o, en general, múltiples que, eventualmente, llegarán a ser sistemas con dos o más soles (o estrellas) unidos gravitacionalmente. Así, se sabe que el 80% de todas las estrellas en nuestra galaxia son sistemas de estrellas dobles y múltiples. No obstante, en este relato nos limitaremos a describir lo que acontece en un sistema sencillo, con una sola estrella, como ocurre en nuestro Sistema Solar.

Al irse concentrando la materia en torno al protosol, su temperatura y presión se fueron elevando, debido a que la energía de origen gravitacional se iba convirtiendo en energía calorífica. Esta conversión de energía es posible y se realiza de acuerdo con una ley fundamental de la física: la ley de la conservación de la energía, también conocida como primera ley de la termodinámica. Un ejemplo cotidiano que nos podría convencer de cómo es posible que la energía gravitacional se pueda convertir en energía calorífica es el siguiente. Imagine que retiramos del nivel del suelo una piedra elevándola a la altura de una casa de dos pisos, la atamos con una soga y la dejamos caer (para que actúe la fuerza de gravedad sobre ella), pero nunca soltamos del todo la soga y la hacemos deslizar entre nuestras manos. El resultado será que nos quemaremos y que instintivamente soltaremos la soga por el dolor que produce el calor generado por la fricción entre la soga y la mano. De manera análoga, pero en mayor escala, al ‘caer’ la masa dispersa de la nebulosa solar sobre un núcleo inicial que llegaría a formar el protosol, se fue obteniendo cada vez más energía calorífica a partir de la energía de origen gravitacional y, con ello, éste comenzó a calentarse cada vez más y a radiar energía desde su superficie, como lo haría cualquier cuerpo caliente.
Simultáneamente ocurren otros fenómenos. Es un hecho de observación que los planetas que constituyen nuestro sistema planetario se encuentran distribuidos en órbitas con movimiento de traslación en el mismo sentido y que se acomodan en un plano. Por ello podríamos suponer que en sus etapas tempranas de formación la nebulosa solar adquirió esa distribución de materia. La materia que caía al protosol o núcleo originó en la nebulosa estelar un movimiento global de rotación que aumentó hasta un cierto valor. Esto sucede así porque un sistema en rotación obedece a una ley de la física conocida como ley de la conservación del momento angular. Una manifestación más cercana a nuestra vida cotidiana de la misma ley la podemos ver cuando una bailarina gira (ya sea en piso o sobre una pista de hielo) con los brazos extendidos y aumenta su velocidad de giro conforme los va contrayendo, es decir, cuando acerca (o ‘cae’) la masa de sus brazos al centro o núcleo de su cuerpo.

Así, el protosol fue capturando casi la totalidad de la materia de la nebulosa solar inicial (aproximadamente el 99.86% de su masa), y la materia residual (tan poco como el 0.14% de la masa de la nebulosa) se acomodó a su alrededor constituyendo un disco plano de materia dispersa que por su velocidad de giro ya no podía caer hacia el protosol y quedó, simplemente, en órbita en torno a él, de la misma manera como la Luna está en órbita alrededor de la Tierra o la Tierra está en órbita alrededor del Sol. A este disco de materia dispersa que giraba en un plano en torno al protosol se le llama disco protoplanetario, porque a partir de él se formaron, más tarde, todos los planetas y cuerpos menores que acompañan al Sol.
Un fenómeno espectacular que acompaña a estas etapas tempranas de formación del protosol —la cual dura aproximadamente un millón de años— es la aparición de flujos bipolares (o chorros gigantes de materia), que se han podido observar desde el telescopio espacial Hubble en otras regiones del universo (véase la figura 2).
Debió transcurrir todavía más tiempo —aproximadamente 10 millones de años— para que las temperaturas del núcleo del protosol llegasen a ser suficientemente altas para poder iniciar las reacciones nucleares de fusión que utilizarían principalmente al hidrógeno (con número atómico 1) como ‘combustible’. Como resultado de estas reacciones nucleares se desprendió una enorme cantidad de energía, iniciándose con ello la nucleosíntesis1 que dio origen a elementos más pesados, aunque sin rebasar el número atómico 6 (el carbono). De esta manera se estableció una diferencia de temperaturas en el disco protoplanetario: estaba muy caliente en su centro (protosol) y se iba enfriando conforme nos alejábamos de él, hasta ser muy frío en sus límites más externos. Podemos pensar que esta estructura térmica y la acción de la gravedad generó tres zonas principales en nuestro naciente Sistema Solar Planetario, a las cuales me referiré separadamente.

Zona de los planetas rocosos

Siguiendo el principio de que la materia más densa se va al fondo, en la zona más interna y cercana al protosol se condensaron como sólidos los elementos preexistentes más pesados, como los silicatos minerales formados por magnesio, silicio, fierro y oxígeno, que formaron granos muy finos de materia sólida. Esta fue la materia prima que sirvió para formar los cuatro planetas rocosos o terrestres que están más cerca al Sol: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte, a través de un largo proceso de aglutinamiento o acrecentamiento de materia. En un tiempo aproximado de 10 millones de años, al mismo tiempo que nuestro protosol se iba calentando cada vez más para iniciar las reacciones nucleares, el disco protoplanetario se fue haciendo cada vez más tenue y por acción de las fuerzas de gravedad se llegaron a formar los planetas rocosos.

Este proceso de concentración de la materia dispersa y formación de trozos de materia de todos tamaños que se mantenían en orbita fue paulatino. Por acción de la gravedad, los cuerpos más grandes experimentaron un acrecentamiento de su masa de una manera desbocada, atrayendo los objetos circundantes más pequeños para constituir cuerpos todavía más grandes. Cuando estos objetos crecen hasta un tamaño de alrededor 1 km de diámetro o más grande, se acostumbra llamarlos planetesimales. Así, la formación de los planetas rocosos se hizo a partir de planetesimales cada vez más grandes. Se ha estimado que al cabo de 20 mil años se pudieron haber formado cientos de cuerpos de talla semejante a la de la Luna. Estos cuerpos, por medio de un proceso de choques catastróficos, acrecentamiento y perturbación mutua de sus órbitas, llegaron a formar los cuatro planetas terrestres que hoy conocemos.
La cantidad de energía que depositaban los planetesimales sobre la superficie de los planetas en formación era tal que los llegó a fundir parcialmente. De esta manera, la historia primigenia de los planetas rocosos, incluida la Tierra, fue caótica y de gran violencia, con superficies que se solidificaban en losas flotando sobre roca fundida, lava en erupción y explosiones gigantescas causadas por la llegada de más planetesimales (véase la figura 3).
Al cabo de 10 millones de años los planetas habían alcanzado casi su tamaño final, aunque durante los siguientes 100 millones de años continuaron recibiendo sobre sus superficies el impacto de planetesimales de gran talla, con su carga acompañante de materia y de energía. Este bombardeo interplanetario continuó —con menor intensidad— hasta hace unos 3800 millones de años, es decir, continuó por un lapso adicional de 640 millones de años. De hecho, podemos decir que persiste en nuestros días, pero con una intensidad mucho más baja. Un ejemplo ‘reciente’ de este bombardeo es el llamado impacto meteorítico de Chicxul
ub, en la península de Yucatán, México, el cual se estima tuvo lugar hace 65 millones de años y dejó un cráter de 300 km de diámetro. Así, los planetas rocosos se formaron ocupando sólo el 0.00058% de la masa de la nebulosa solar original.
Mercurio y Venus, por su cercanía al Sol y condiciones ambientales extremas, podrían ser considerados planetas estériles, sin posibilidad de dar paso a la vida. En contraste, Marte podría ser apto para sostener ecosistemas y quizás en el pasado estuvo habitado por vida unicelular.

Zona de los planetas jovianos

A mayor distancia del protosol, más allá de los planetas terrestres, las temperaturas son más bajas. En esa zona predominó la composición química de la nebulosa solar original, con una abundancia de los gases ligeros hidrógeno y helio, muy poco de otros gases como metano (CH4), amoniaco (NH3) y nitrógeno (N2), poco de elementos pesados y hielos de compuestos sencillos (tales como metano, amoniaco y agua).
Júpiter y Saturno se formaron principalmente a partir de hidrógeno y helio y poca cantidad de elementos pesados, mientras que Urano y Neptuno, además de incluir estos componentes, incorporaron equiparables cantidades de hielos. Con esta materia prima se formaron los grandes planetas jovianos: Júpiter, Saturno Urano y Neptuno, ocupando todos ellos el 0.13% de la masa de la nebulosa solar original.
Ellos son los planetas gigantes, puesto que ocupan, juntos, el 99.57% de la masa planetaria. Júpiter, el mayor de los planetas, por sí solo abarca el 71% de la masa planetaria.

Los planetas jovianos son enteramente distintos a los planetas terrestres. Ninguno de ellos tiene una superficie sólida; es líquida, nos hundiríamos si la intentáramos pisar. Además, se tiene evidencia de que contienen en la profundidad de sus núcleos material rocoso constituido por elementos pesados, comunes a los planetas rocosos. Por ejemplo, Júpiter y Saturno, con masas 318 y 95 veces mayores a la de la Tierra, respectivamente, tienen un núcleo rocoso que ocupa el 17 y 28% de su diámetro (o radio). El material restante en esos planetas es principalmente hidrógeno en estado líquido. La temperatura de los núcleos rocosos se estima, respectivamente para ambos planetas, en 40000 y 20000o C. Por lo anterior, a estos dos gigantes los podemos considerar también planetas estériles, puesto que prácticamente sólo hay hidrógeno y helio y el núcleo rocoso que debe contener una mayor variedad de elementos químicos se mantiene a temperaturas (y presiones) altísimas, incompatibles con los sistemas vivos. Urano y Neptuno mantienen condiciones semejantes y se podría concluir lo mismo en cuanto a su capacidad para sostener vida.

Cinturón de asteroides

En la frontera formada por los planetas rocosos y los jovianos se encuentra un cinturón de asteroides. Es una zona donde hay una multitud de objetos y planetesimales dispersos girando en órbita alrededor del Sol (como los planetas) donde ninguno de ellos es suficientemente grande como para ser llamado planeta. De hecho, la suma agregada de todos esos objetos es menor que la masa de nuestra Luna. En esa zona del Sistema Solar la materia dispersa no llegó a agregarse en un cuerpo suficientemente grande, debido a la influencia gravitacional de Júpiter, que es el planeta más grande de nuestro Sistema Solar. Debido a la enorme fuerza gravitacional ejercida en su entorno, los planetesimales en formación y otros cuerpos más pequeños situados en la zona del cinturón de asteroides eran lanzados a otras regiones de nuestro Sistema Solar, impidiendo así que se llegaran a formar cuerpos mayores que pudiera dar origen a un planeta.

Zona del Cinturón de Kuiper y Nube de Oort

Finalmente, más allá de Neptuno, en una zona más alejada del Sol y más fría, la materia se condensó en forma de hielos (de metano, amoniaco y agua, principalmente), aunque estaban tan dispersos que se agregaron formando cuerpos pequeños que no alcanzaron a constituir grandes planetas. Observaciones telescópicas recientes han confirmado la existencia de numerosos planetesimales helados. Es un número superior a 200 millones de objetos, cada uno de ellos con un diámetro de varios kilómetros. Este conjunto de cuerpos constituye el llamado Cinturón de Kuiper. De hecho, se considera a Plutón mismo como uno de los objetos más grandes que forman parte del Cinturón de Kuiper, aunque resulta ser más pequeño que nuestra Luna: el diámetro de Plutón es sólo el 69% del de la Luna y el 18% del de la Tierra. Su masa, consecuentemente, es muy pequeña: ¡representa sólo el 0.22% del de la Tierra!
La presencia de toda esta materia sólida dispersa que se extiende más allá de Plutón es consistente con la observación telescópica de grandes discos que se encuentran asociados al nacimiento de estrellas como nuestro Sol en otras partes del universo.

Todavía existe una zona aún más alejada del Sol con planetesimales helados y que son constituyentes legítimos de nuestro Sistema Solar Planetario, puesto que están atados gravitacionalmente al Sol. Su origen se entiende por el efecto gravitacional de los dos grandes planetas en formación, Júpiter y Saturno. Por su influencia gravitacional muchos de los planetesimales helados de su entorno fueron verdaderamente lanzados al espacio interestelar, sin posibilidad de regresar al Sistema Solar. Algunos, sin embargo, no salieron, pero sí quedaron en órbitas muy excéntricas y alejadas del Sol. Constituyen la llamada Nube de Oort, que se extiende a distancias tan lejanas como a un año luz del Sol. Ocasionalmente, alguno de estos objetos visita de nuevo nuestro Sistema Solar Planetario en forma de cometa de periodo largo, como es el caso del cometa Halley.

Rotación de los planetas

La rotación de los planetas que ahora observamos es muy variada en cuanto a su velocidad de giro e inclinación de su eje de rotación con respecto al plano del Sistema Planetario. Se especula que los planetas adquirieron estos movimientos durante el proceso de acrecentamiento, no por el efecto de muchas colisiones de objetos pequeños, sino por la colisión de pocos planetesimales de gran talla —algunos de ellos verdaderamente grandes— sobre los planetas en formación. El efecto resultante podría ser un giro residual y la inclinación de los planetas, lo que es

característico en nuestro sistema.

Algunos casos son sobresalientes, como los de Venus, Urano y Plutón, que tienen un sentido de rotación contrario al de los demás planetas. Además, Urano y Plutón tienen tal inclinación en su eje de rotación que parecen ‘rodar’ sobre el plano del sistema planetario; es decir, su eje de rotación está casi en el mismo plano que el Sistema Planetario. Saturno, con una masa 95 veces la de la Tierra, tiene una inclinación en su eje de rotación que posiblemente surgió de una colisión oblicua, cercana a uno de sus polos, ¡con un cuerpo con una masa mayor que la suma de las masas de todos los planetas terrestres!

Los satélites de los planetas

Los planetas gigantes tienen, entre todos, al menos 40 satélites naturales. Durante el proceso de acrecentamiento, estos planetas estuvieron calientes debido a los impactos recibidos, al igual que los planetas terrestres. Este calor expandió sus atmósferas a dimensiones notoriamente mayores que las actuales. Con el paso del tiempo, perdieron calor, se fueron enfriando y, en consecuencia, se encogió su tamaño. Conforme esto último sucedía, fue quedando en órbita alrededor de estos planetas un disco de gas, hielos y polvo. A partir de este residuo surgieron los satélites ordinarios y sus hermosos sistemas de anillos que son característicos de los cuatro planetas gigantes, aunque los más conocidos son los de Saturno. Este fenómeno es reminiscente del proceso de formación de los planetas y asteroides a partir de la nebulosa solar. Algunos satélites irregulares pudieron ser capturados por la fuerza de gravedad del planeta, a partir de cuerpos errantes del Sistema Solar.

Entre los planetas terrestres, la historia es diferente. Ni Mercurio ni Venus tienen satélites naturales, y la Luna posiblemente tuvo su origen a partir de una colisión colosal. Se especula que cuando la Tierra ya estaba cerca de alcanzar su tamaño actual, colisionó con un planetesimal tan grande como Marte a gran velocidad. Es decir, ese planetesimal tenía aproximadamente la mitad del diámetro de la Tierra y una masa de alrededor del 10% de la que tiene la Tierra actual. Como resultado de este choque, se formó una gigantesca eyección de roca fundida y de vapor. Parte de este material cayó de nuevo a la superficie de la Tierra y otro se alejó al espacio interplanetario, pero una porción quedó orbitando en forma de disco incandescente. Al paso del tiempo se disgregó ese material candente, el cual, después de un tiempo mayor, terminó fundiéndose en un solo cuerpo que llamamos Luna.

¿Existen otros sistemas solares planetarios?

Una pregunta reciente que se han formulado los astrónomos es considerar la existencia de otros sistemas planetarios en el universo. Se ha pensado que, quizás, la formación de los planetas sea un resultado más generalizado y esté relacionado con el nacimiento de una estrella, como lo fue en nuestro caso.
Anteriormente hemos dicho que desde el telescopio espacial Hubble se han podido observar estrellas en formación. También se ha podido comprobar que estas estrellas nacientes están acompañadas de discos de materia dispersa que podrían constituir lo que nosotros hemos llamado disco protoplanetario. Por ello es posible esperar que al paso del tiempo ese material se agregará en planetas, de una manera análoga a como la ciencia actual explica el origen de nuestro Sistema Solar.
Puesto que un planeta no tiene luz propia, su identificación ha sido indirecta, no directa por observación con algún telescopio. Esta evidencia indirecta se basa en el pequeñísimo efecto gravitacional que obra entre la masa de un planeta (comparativamente muy pequeña) sobre la enorme masa de una estrella. El resultado ha sido que hasta el momento se han podido identificar más de 50 estrellas con planetas. Sin embargo, los planetas detectados son del tipo de nuestros planetas jovianos, son enormes. Este tipo de pla-netas —ya lo vimos— están compuestos principalmente de hidrógeno y helio y no tienen superficies sólidas. Análogamente, podríamos concluir que son estériles.
Se requiere de un planeta más pequeño y a una distancia apropiada a la estrella para que, quizás, pudiera tener una constitución rocosa, lo cual al menos es una condición necesaria para la aparición de la vida. Estos planetas, a la fecha, no se han identificado, puesto que por ser de una masa mucho menor, el efecto gravitacional sería consecuentemente mucho más pequeño. Hasta este día el astrónomo ha sido incapaz de medir tales efectos, lo que no significa que no podrá hacerlo en el futuro.
Así, con expectación en el desarrollo futuro de la ciencia, cerramos este capítulo que ha pretendido describir otra etapa necesaria de la larga, imponente y laberíntica marcha hacia el surgimiento de la vida en la Tierra.
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LAS TECNICAS

UNIVERSIDAD NACIONAL EXPERIMENTAL

DE LOS LLANOS OCCIDENTALES

EZEQUIEL ZAMORA

UNELLEZ-BARINAS

BACHILLER:Ramirez Adieyn
C:I 18.642.471

El concepto de técnica suele también aplicarse mediante términos tales como estrategia didáctica o método de enseñanza, por lo que es importante establecer algunos marcos de referencia que permitan esclarecerlos, toda técnica busca un resultado en los estudiante, independientemente la área determinada como la científica, la tecnológica y la educativa. Las técnicas se utilizan para lograr un aprendizaje significativo, a través de estrategias, enseñanza y métodos, por medio de la enseñanza el docente pone en manifiesto los objetos de el conocimiento al alumno para que éste los comprenda por medio de técnicas, normas de enseñaza que se realizan en función del que aprende, su objetivo es promover el aprendizaje eficazmente; la utilización de esta técnica puede ser empleada en diversos temas poniendo en practica el método asociado (inductivo y deductivo). Es importante la técnica en la enseñanza porque es una actividad realizada conjuntamente mediante la interacción de 3 elementos: un profesor o docente, uno o varios alumnos o discentes y el objeto de conocimiento. El docente transmite sus conocimientos al o a los alumnos a través de diversos medios, técnicas y herramientas de apoyo; siendo él, la fuente del conocimiento, y el alumno un simple receptor ilimitado del mismo.

La teoria del Big Bang y el origen del universo

Según la teoría del Big Bang, el Universo se originó en una singularidad espaciotemporal de densidad infinita matemáticamente paradójica. El espacio se ha expandido desde entonces, por lo que los objetos astrofísicos se han alejado unos respecto de los otros.

La teoria del Big Bang y el origen del Universo

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, de la misma manera que al inflar un globo éste va ocupando más espacio expandiendo su superficie. 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 (-270 °C). 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 problemas sin resolver en el modelo del Universo en expansión es si el Universo es abierto o cerrado (esto es, si se expandirá indefinidamente o se volverá a contraer).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.Muchos de los trabajos habituales en cosmología teórica se centran en desarrollar una mejor comprensión de los procesos que deben haber dado lugar al Big Bang. La teoría inflacionaria, formulada en la década de 1980, resuelve dificultades importantes en el planteamiento original de Gamow al incorporar avances recientes en la física de las partículas elementales. Estas teorías también han conducido a especulaciones tan osadas como la posibilidad de una infinidad de universos producidos de acuerdo con el modelo inflacionario.Sin embargo, la mayoría de los cosmólogos se preocupa más de localizar el paradero de la materia oscura, mientras que una minoría, encabezada por el sueco Hannes Alfvén, premio Nobel de Física, mantienen la idea de que no sólo la gravedad sino también los fenómenos del plasma, tienen la clave para comprender la estructura y la evolución del Universo.

Descripción del Big Bang

Michio Kaku ha señalado cierta paradoja en la denominación big bang (gran explosión): en cierto modo no puede haber sido grande ya que se produjo exactamente antes del surgimiento del espacio-tiempo, habría sido el mismo big bang lo que habría generado las dimensiones desde una singularidad; tampoco es exactamente una explosión en el sentido propio del término ya que no se propagó fuera de sí mismo.
Basándose en medidas de la expansión del Universo utilizando observaciones de las supernovas tipo 1a, en función de la variación de la temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de microondas y en función de la correlación de las galaxias, la edad del Universo es de aproximadamente 13,7 ± 0,2 miles de millones de años. Es notable el hecho de que tres mediciones independientes sean consistentes, por lo que se consideran una fuerte evidencia del llamado modelo de concordancia que describe la naturaleza detallada del Universo.

El universo en sus primeros momentos estaba lleno homogénea e isótropamente de una energía muy densa y tenía una temperatura y presión concomitantes. Se expandió y se enfrió, experimentando cambios de fase análogos a la condensación del vapor o a la congelación del agua, pero relacionados con las partículas elementales.
Aproximadamente 10-35 segundos después de la época de Planck un cambio de fase causó que el Universo se expandiese de forma exponencial durante un período llamado inflación cósmica. Al terminar la inflación, los componentes materiales del Universo quedaron en la forma de un plasma de quarks-gluones, en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en forma relativista. Con el crecimiento en tamaño del Universo, la temperatura descendió. A cierta temperatura, y debido a un cambio aún desconocido denominado bariogénesis, los quarks y los gluones se combinaron en bariones tales como el protón y el neutrón, produciendo de alguna manera la asimetría observada actualmente entre la materia y la antimateria. Las temperaturas aún más bajas condujeron a nuevos cambios de fase, que rompieron la simetría, así que les dieron su forma actual a las fuerzas fundamentales de la física y a las partículas elementales. Más tarde, protones y neutrones se combinaron para formar los núcleos de deuterio y de helio, en un proceso llamado nucleosíntesis primordial. Al enfriarse el Universo, la materia gradualmente dejó de moverse de forma relativista y su densidad de energía comenzó a dominar gravitacionalmente sobre la radiación. Pasados 300.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron para formar los átomos (mayoritariamente de hidrógeno). Por eso, la radiación se desacopló de los átomos y continuó por el espacio prácticamente sin obstáculos. Ésta es la radiación de fondo de microondas.
Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente más densas de la materia casi uniformemente distribuida crecieron gravitacionalmente, haciéndose más densas, formando nubes, estrellas, galaxias y el resto de las estructuras astronómicas que actualmente se observan. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materia que hay en el Universo. Los tres tipos posibles se denominan materia oscura fría, materia oscura caliente y materia bariónica. Las mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP) muestran que la forma más común de materia en el universo es la materia oscura fría. Los otros dos tipos de materia sólo representarían el 20 por ciento de la materia del Universo.

El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura. Aproximadamente el 70 por ciento de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Una de las propiedades características de este componente del universo es el hecho de que provoca que la expansión del universo varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia, haciendo que el espacio-tiempo se expanda más rápidamente que lo esperado a grandes distancias. La energía oscura toma la forma de una constante cosmológica en las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero los detalles de esta ecuación de estado y su relación con el modelo estándar de la física de partículas continúan siendo investigados tanto en el ámbito de la física teórica como por medio de observaciones.

Más misterios aparecen cuando se investiga más cerca del principio, cuando las energías de las partículas eran más altas de lo que ahora se puede estudiar mediante experimentos. No hay ningún modelo físico convincente para el primer 10-33 segundo del universo, antes del cambio de fase que forma parte de la teoría de unificación grande. En el "primer instante", la teoría gravitacional de Einstein predice una singularidad gravitacional en donde las densidades son infinitas. Para resolver esta paradoja física, hace falta una teoría de la gravedad cuántica. La comprensión de este período de la historia del universo figura entre los mayores problemas no resueltos de la física.

Las nuevas tecnologías de la Educación

Las Nuevas Tecnologías

Esta nueva tecnica para la enseñanza puede ser muy objetiva la cual busca el desarrollo cognitivo de los alumnos, facilitándoles nuevas formas de representar la realidad y a la vez se le puede inculcar conocimintos al mismo donde este va a a poder expresar sus habilidades . El docente será el objetivo primordial para este nuevo método de enseñanza y de aprendizaje, donde este tendra que usar estrategias para poder observar las capacidades intelectuales que posea el estudiante. tambien este metodo de enseñanza puede ser usado por la sociedad donde el podra obtener informacion de lo que desee.

Astronimia; El Universo

Una de las preguntas que se hace el ser humano desde que empezó la evolución se refiere al mundo que nos rodea. A medida que aumentan los conocimientos, este mundo se va ampliando. La educación en Astronomía contribuye a un mejor conocimiento sobre el Universo. Los cursos sobre esta materia se imparten desde hace muchos siglos.El Universo ha sido un misterio hasta hace pocos años, de hecho, todavía lo es, aunque sabemos muchas cosas. Desde las explicaciones mitológicas o religiosas del pasado, hasta los actuales medios científicos y técnicos de que disponen los astrónomos, hay un gran salto qualitativo que se ha desarrollado, sobre todo, a partir de la segunda mitad del siglo XX.Quedan muchísimas cosas por descubrir, pero es que el Universo es enorme, o nosotros demasiado pequeños. En todo caso, vamos a hacer un viaje, en lenguaje sencillo y sin alardes, por lo más significativo que nos ofrece el conocimiento actual del Universo.