El documento trata sobre diversos temas relacionados con la percepción de la naturaleza y la ciencia. Explora conceptos como la dinámica del universo, la expansión del mismo, la medición de distancias cósmicas y la composición de la materia y la energía en el cosmos. Además, analiza la evolución de nuestra comprensión de estos temas a través del tiempo y los avances científicos.

1. El mito de la ciencia
a) Infalibilidad
b) Objetividad
c) Progreso
d) Neutralidad
e) Autonomía
a) La ciencia evoluciona
b) La parcial visión del mundo
c) Un paso condiciona el siguiente
d) Creación de valores y fines
e) Es una parte de un todo

2. Sin carga
Con carga
Nuestra percepción de la naturaleza:
¿Cuál de los dos camiones llegará antes abajo si bajan en punto muerto?
a) El camión sin carga
b) El camión con carga
c) Los dos a la vez
un pequeño ejercicio

3. Nuestra percepción de la naturaleza:
Lo que ven nuestros ojos

4. Materia
4%
Energía
oscura
73%
Materia
oscura
23%
Lo que no vemos
neutrinos
estrellas
Helio e
hidrógeno
libres
Elementos
pesados
0,62 % 10,35 % 82,82 %6,21 %
Nuestra percepción de la naturaleza:

5. Estática o dinámica
La materia parece estática
- Los átomos vibran con la temperatura
- Los electrones se mueven alrededor del núcleo
- Los protones y neutrones se mueven más
velozmente aún que los electrones

7. Estática o dinámica
La Tierra rota sobre sí misma haciendo que
en el ecuador la velocidad sea unos 1.700
km/h y en Valladolid unos 1240 km/h
La Tierra se desplaza alrededor del
Sol a unos 106.000 km/h

8. Estática o dinámica
El Sol se desplaza a unos 960.000 km/h
alrededor del centro de nuestra galaxia, la
Vía Láctea, ocupado por un agujero negro.
La Vía Láctea contiene entre 200 y 400 mil
millones de estrellas.
La Vía Láctea forma un grupo
local junto a la Galaxia de
Andrómeda, la del Triángulo y
otras 40 galaxias con las que está
gravitacionalmente unida. La Vía
Láctea se aproxima al centro de
masas del Grupo Local a unos
360.000 km/h.

9. Estática o dinámica
Nuestro grupo local se mueve,
además, en la dirección de las
constelaciones de Hydra y
Centaurus, hacia el centro del
Supercúmulo Galáctico de
Virgo a 2,16 millones de km/h
atraído por el Gran Atractor (a
unos 76 Mpc de distancia)
El satélite COBE trazó el mapa de todo
el cielo en el que se observa una
asimetría en la radiación de fondo
según estemos en la dirección del
movimiento de la Tierra (azul) o en
contra (rojo), poniendo de manifiesto
que el Grupo Local se mueve a unos
600 km/s con respecto a la mencionada
radiación primordial.

10. Estática o dinámica
El índice de expansión del Universo es de unos 74,2 km/s y por mega-pársec
(3,26 millones de años luz) (267.120 km/h/Mpc)
Sólo podemos observar parte del Universo. En este hay unas 100 mil
millones de galaxias

11. ¿Nos expandimos?
Hubble midió numerosas
galaxias llegando a la
sorprendente conclusión de
que en todas ellas la radiación
estaba desplazada hacia el
rojo, lo que es equivalente a
decir que todas se alejaban de
nosotros.
Hubble dedujo que, cuanto
más lejos se encuentra una
galaxia, mayor es su
velocidad
c z=Ho D, siendo
z el corrimiento al rojo, un número sin
dimensiones
c la velocidad de la luz
D la distancia actual a la galaxia (en Mpc).
Ho la constante de Hubble en el momento de la
observación
v=H D, siendo
v la velocidad de
recesión
debida a la
expansión del
universo

12. Órbita
terrestre
p
Estrella
cercana
1 a.u.
d=1/p
d= distancia a la estrella
en parsecs
p= paralaje en segundos
de arco
1 parsec = 3, 25 años-luz
Estrellas distantes
d
Movimiento
paraláctico
Midiendo distancias:
paralaje
Utilizando la trigonometría
se puede calcular la
distancia hasta una estrella
Sólo sirve para estrellas
cercanas
Los objetos cercanos parece
que se mueven más rápidos

13. Midiendo distancias: cefeidas
Puesto que el período de una cefeida
se relaciona con su luminosidad
absoluta, si se observan el período y
la luminosidad aparente se puede
calcular la distancia (con una
precisión de alrededor del 10%)
La distancia a la cefeida más
cercana (Polaris a 431 años-luz)
en nuestra galaxia se puede
determinar por paralaje,
obteniendo la referencia para el
resto de cefeidas
Las variables cefeidas son un excelente
indicador de distancia, pero sólo se las
puede ver en galaxias relativamente
próximas (hasta unos 20 millones de
años-luz).

14. Midiendo distancias: Supernovas Ia
Las explosiones de las
supernovas de tipo Ia,
alcanzan todas el mismo
brillo máximo y son visibles a
distancias 1.000 veces
mayores que las cefeidas
Las cefeidas sólo se las
puede ver en galaxias
relativamente próximas
(hasta unos 20 millones de
años-luz)
Para calibrar estas
supernovas se utilizan las
cefeidas conocidas en su
misma galaxia

15. Midiendo distancias: Supernovas Ia
Efecto Doppler

16. Midiendo distancias: Supernovas Ia
Diagrama H-R utilizando el tipo espectral y la magnitud absoluta

17. Tipo
Espectra
l
Temperatura
(grados
Kelvin)
Características
O
20000 a
35000
Estrellas azules. Pocas líneas espectrales y débiles. Muestran múltiples átomos ionizados, especialmente
He III, C III, N III, O III, Si V.
B 15000
Estrellas blanco azuladas. La línea de He II no es visible. Son observables líneas de O II, Si II y Mg II.
Aparece la línea del He I. Sigue habiendo pocas líneas
A 9000
Estrellas blancas. La línea del H I (líneas de Balmer) domina el espectro. La He I no es visible. Comienzan a
aparecer la líneas de los metales neutros.
F 7000
Estrellas blanco amarillentas. Notable aumento de la cantidad de líneas de H I, pero disminuyen en
intensidad. Las líneas de metales ionizados aumentan.
G 5500
Estrellas amarillas. La intensidad de las líneas de los metales neutros aumentan, mientras que disminuyen
las del H I.
K 4000
Estrellas amarillo anaranjadas. El espectro está dominado por las líneas de los metales. Bandas
moleculares OTi.
M 3000
Estrellas rojas. Las bandas de OTi son muy prominentes. Son visibles varias líneas de metales neutros.
Para espectros mas allá del M4 las líneas de absorción del OTi son muy severas, y se dificulta observar el
espectro continuo.
L 1200 a 2000
Contiene las enanas rojas más frías y las enanas marrones más calientes, que se mantienen debido a la
fusión del deuterio y contracción gravitatoria. Presentan VO (oxido de vanadio) en absorción como las M
mas frías, alcanzando un máximo en L0. El TiO decrece en abundancia hasta casi desaparecer en L7. Las
enanas marrones presentan líneas de absorción de litio. Las líneas de metales alcalinos, especialmente
Potasio, se hacen muy fuertes a medida que baja la temperatura. Magnitudes absolutas entre 18 y 24.
T 750 a 1200
Sólo visibles en el infrarrojo. El espectro es rico en metano (como los planetas gigantes) y moléculas de
agua e hidruro de hierro (FeH)
C 5500 a 3000
Estrellas de carbono (muy rojas ya que los compuestos de carbono absorben las longitudes de onda
azules). Son gigantes donde el TiO se ve reemplazado por compuestos como C2, CH y CN. Se subdividen
además de por la temperatura (que va paralelamente a la secuencia normal desde G4 hasta M8), por la
fuerza de las bandas de carbono. Ej: C7,4. Ej: R Leporis (variable)
S 3000
Estrellas gigantes rojas (van paralelas a las clase M) que también presentan más carbono que las gigantes
normales y donde el TiO se ve reemplazado por el ZrO (óxido de zirconio) y también pesentan itrio y bario.
Ej: chi Cygni (variable) Existen clases intermedias como MS y SC de acuerdo a la abundancia de los
elementos descriptos.

18. Fraunhofer, en 1814, descubre casi 600 líneas oscuras en el espectro de
la luz solar y designa a las más intensas con letras de la A (rojo oscuro)
a la K (violeta)
Midiendo distancias: Supernovas Ia

19. En 1854, casi medio siglo después de hallar las líneas, Kirchhoff encuentra su
explicación. Los elementos presentes en las capas superiores de la atmósfera
solar y terrestre absorben selectivamente la luz y estos elementos químicos
dejan sus huellas dactilares en la forma de líneas oscuras.
Sol:
D -> Sodio E -> Hierro G -> Calcio C y F -> Hidrógeno
Tierra:
A y B -> oxígeno molecular
Midiendo distancias: Supernovas Ia

20. Midiendo distancias: Supernovas Ia
El desplazamiento al rojo
Cuando una estrella se aleja de nosotros o se acerca, el efecto Doppler
cambia las longitudes de onda percibidas, haciendo que las líneas en los
espectros cambien de lugar
Estrella en reposo
respecto la Tierra
Estrella alejándose
de la Tierra
Estrella acercándose
a la Tierra

21. Midiendo distancias: Supernovas Ia
El desplazamiento al rojo
Universos Teóricos
Línea roja -> cerrado
Línea negra -> decelerado
Línea verde -> vacío
Línea azul -> estacionario
Línea violeta -> nuestro Universo (resultado de nuestras medidas)
modelo estándar (Wi+Wm = 0.73+0.27 = 1)

22. Estática o dinámica
La expansión del Universo, además, comenzó a acelerarse hace unos 5 mil
millones de años o eso parece

23. Estática o dinámica: ¿llegaremos a pararnos?
La respuesta es importante pues
nos determinará el futuro del
Universo: cerrado, abierto o
plano.
Dependiendo de la densidad del
Universo nuestra geometría será
diferente: esférica, hiperbólica o
plana. ¿Pero qué es más fácil
comprobar nuestra geometría o
medir la masa del Universo?

24. Estática o dinámica: ¿llegaremos a pararnos?
Big Bang Big Crunch
Big Freeze
Big Freeze

25. Estática o dinámica: ¿llegaremos a pararnos?
cerrado plano abierto
Era estelífera: 100 billones
de años (1014)
Era degenerada
Era de los agujeros negros
Era oscura
¿Nuevo Big Bang?
Parece ser que nuestro
universo es plano con un
parámetro de densidad de W0
= 1.02±0.02 que implica un
radio de curvatura al menos
unas 50 veces mayor que el
radio de Hubble

26. Estática o dinámica: ¿llegaremos a pararnos?
Los resultados de la sonda WMAP fueron muy similares a los obtenidos
con la sonda COBE o con el proyecto Boomerang.

27. Acotando los parámetros cosmológicos con datos de supernovas
Ia, supercúmulos galácticos y la radiación de fondo de microondas
Estática o dinámica: ¿llegaremos a pararnos?

28. En el escenario más extremo, el Big Rip ocurrirá dentro de unos 20 mil
millones de años. La energía oscura rasgará galaxias, sistemas, planetas y
finalmente, moléculas, átomos, núcleos y partículas.
Estática o dinámica: ¿llegaremos a pararnos?

29. Estática o dinámica: ¿llegaremos a pararnos?
La existencia de la energía oscura ha añadido una variable más.
Existen las siguientes posibilidades:
- Expansión exponencial acelerada dominada por la energía oscura (Big Rip).
- Universo subcrítico dominado por materia si la energía oscura se disipa con el tiempo
(Big Freeze).
- Futura contracción si la energía oscura se disipa revelando una componente atractiva
(Big Crunch)

30. Estática o dinámica: ¿llegaremos a pararnos?
La materia se distribuye en forma de filamentos y paredes, de
modo que en medio de éstos se generan lo que se llaman vacíos

31. El Universo queso suizo
Estática o dinámica: ¿llegaremos a pararnos?
La Gran Muralla está compuesta de
galaxias y tiene unas dimensiones de
(Largo*Ancho*Alto) 500 por 300 por 15
millones de años luz.
El vacío de Erídano tendría 1000 millones
de años luz
El vacío Boyero o los vacíos del Sur y del
Norte medirían entre 100 y 200 millones
de años luz

32. ¿Vivimos dentro de un vacío cósmico (del mismo orden de magnitud que el
universo observable, 93.000 millones de años luz de diámetro)? La respuesta la
dará la sonda Plank
Estática o dinámica: ¿llegaremos a pararnos?
Si fuera así, no haría falta la existencia de la energía oscura pues la luz de las
supernovas al entrar en la zona del vacío de aceleraría al existir menos materia

33. ¿vemos las sombras de otros mundos?
Mundos branas y Teoría M

34. Mundos branas y Teoría M
11 dimensiones
Universos paralelos
Al pasar del tiempo la espuma cae y se desvanece en los mares, hasta que
otro nuevo impacto le devuelve la vida. Y el ciclo se repite una y otra vez.
Lo Sobrenatural
BIG BANG
Dos mares infinitos hechos de
tiempo y espacio que se
contorsionan sin cesar.
Dos olas de esos mares se
tocan y crean una explosión de
espuma espacio-temporal.
Mientras la espuma está en el
aire, posee las cualidades
mezcladas de ambos mares,
hereda sus dimensiones.