Cómic El lado oscuro del universo"

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EL LADO OSCURO DEL UNIVERSO.

Introducción

Todos en algún momento de su existencia han mirado al cielo y se han preguntado que  hay mas allá de las nubes,estrellas y aquella luna que podemos ver a simple vista. con el paso del tiempo y con el avance de la tecnología ha podido el hombre poder descubrir infinidades cosas del espacio cósmico como tambien planetas y galaxias lejanas y se han hecho la pregunta que todo se humano se ha preguntado ¿ que hay en ese universo que parece infinito y poco explorado por el hombre?.




La luz de unas estrellas que explotaron hace miles de millones de años reveló recientemente que 75% del Universo está hecho de una forma de energía nunca antes detectada, que produce repulsión gravitacional y acelera la expansión del Universo. ¿Qué será?Todos conocemos la materia que nos rodea, desde los átomos de los que estamos hechos, nuestro entorno, hasta las estrellas y galaxias. Pero todo eso que vemos, tu, yo, las estrellas, galaxias solo conforma el 4 o 5% del universo. Existe un 95-96 % restante que no sabemos que es, ese “lado oscuro” del universo, pero vemos sus efectos. Esto es lo que los científicos han llamado materia oscura y energía oscura.

Desarrollo

Cuando no podemos alcanzar un objeto desde lejos pero su iluminosidad si, decimos que esta cerca por su luz ? La luminosidad aparente de semejante objeto podría ser mayor que la de otro que está más cerca pero es más tenue,  Los astrónomos usan el mismo método para determinar las distancias más grandes en el Universo —las que median entre las galaxias— pero lo hacen con más conocimiento que mis amigos y yo. Pueden medir luminosidades con toda precisión y saben exactamente cuánto se atenuea la luz con la distancia (un mismo objeto al doble de la distancia se ve cuatro veces más tenue; al triple, nueve veces más tenue y al cuádruple, 16…). Lo único que necesitan para saber a qué distancia se encuentra una galaxia es localizar en ella algún objeto cuya luminosidad intrínseca se conozca: un objeto que sirva como patrón de luminosidad.


Usando el primer patrón de luminosidad que sirvió para medir distancias intergalácticas —las estrellas de brillo variable conocidas como cefeidas— el astrónomo estadounidense Edwin Hubble calculó en 1929 las distancias de alrededor de 90 “nebulosas espirales”, como se llamaba en esa época a lo que hoy conocemos como galaxias. Luego comparó sus datos con los estudios de velocidad de las galaxias, que habían hecho otros astrónomos.

Resulta que la luz de una galaxia también puede decirnos a qué velocidad se acerca o se aleja de nosotros. Una moto que pasa suena más agudo cuando viene y más grave cuando se va. Por una razón parecida, la luz de una galaxia se ve más roja cuando ésta se aleja y más azul cuando se acerca. El grado de enrojecimiento de la luz de una galaxia debido a la velocidad con que se aleja se llama corrimiento al rojo, y se puede medir con precisión. Los astrónomos de principios del siglo XX esperaban encontrar la misma proporción de nebulosas espirales con corrimiento al rojo (que se alejan) que con corrimiento al azul (que se acercan). En vez de eso descubrieron que todas (menos las más cercanas) presentan corrimiento al rojo. Es decir, todas las galaxias se están alejando entre sí.
Cuando, en 1929, Hubble comparó los datos de corrimiento al rojo con los de distancia, se llevó el susto de su vida: los datos se acomodaban en una bonita recta (bueno, más o menos), lo cual indica que cuanto más lejos está una galaxia, más rápido se aleja y que la relación entre distancia y velocidad es una simple proporcionalidad directa: una galaxia al doble de la distancia se aleja al doble de la velocidad, una al triple, al triple… Ésta es la llamada ley de Hubble, y se interpreta como signo de que el Universo se está expandiendo.

El descubrimiento de Hubble condujo al poco tiempo a la teoría del Big Bang del origen del Universo. Si las galaxias se están separando, en el pasado estaban más juntas. En un pasado suficientemente remoto estaban concentradas en una región muy pequeña y muy caliente —y no eran galaxias, sino una mezcla increíblemente densa de materia y energía—. Hoy en día la huella de esas densidades y temperaturas aún debería estar rondando por el cosmos, pero ya muy diluida, en forma de una radiación muy tenue distribuida por todo el espacio. En 1965, Arno Penzias y Robert Wilson, dos físicos que estaban probando una antena de comunicación satelital, detectaron un ruido persistente que no podían explicar. Éste resultó ser el rastro del violento origen del Universo. Hoy se llama radiación de fondo, y sirvió para convencer a casi todo el mundo de la teoría del Big Bang.

Gemetria del espacio.

Una de las predicciones más importantes del modelo inflacionario atañe a la geometría del espacio. Caben tres posibilidades. Si el espacio es plano (¡cuidado!: no quiere decir que sea de dos dimensiones, sino sólo que satisface los postulados de la geometría euclidiana, llamada también geometría plana), los ángulos de un triángulo trazado entre cualesquiera tres puntos sumarán 180 grados.

Esto es lo que todo el mundo hubiera esperado antes de 1916, cuando Albert Einstein publicó la teoría general de la relatividad, que es la que usan los cosmólogos para describir la forma global del Universo. Esta teoría permite otras dos posibilidades insólitas: si el espacio tiene curvatura positiva, como una esfera, los ángulos de un triángulo suman más de 180 grados, si tiene curvatura negativa, como una silla de montar, menos. Todo depende de qué tan fuerte jale la fuerza de gravedad total del Universo, o en otras palabras, de cuánta materia y energía contenga éste en total:

1. poca materia y energía = curvatura negativa

2. ni mucha ni poca = geometría plana

3. mucha = curvatura positiva

El asunto es importante porque de la cantidad de materia y energía (más precisamente, de su densidad total) dependía también que el Universo siguiera expandiéndose para siempre (casos 1 y 2) o bien que un día la expansión se detuviera y se invirtiera (caso 3), como una piedra que se lanza hacia arriba y que empieza a bajar al llegar a cierta altura. Y por la misma razón que la piedra: la atracción gravitacional de toda la materia y energía del Universo.

Si bien las observaciones indicaban que había tan poca materia que el Universo debía tener curvatura negativa, la teoría —el modelo inflacionario que tanto les gustaba a los cosmólogos— exigía que el cosmos fuera de geometría plana.



El 15 de octubre de 1998 el telescopio Keck II, situado en la cima del volcán Kilauea, en Hawai, escudriñaba un retazo de cielo en el área de la constelación de Pegaso. Hacía unas semanas, los científicos del Proyecto de Cosmología con Supernovas (Supernova Cosmology Project), dirigido por Saul Perlmutter, habían tomado fotos de las galaxias de la misma región como referencia. Al comparar las nuevas imágenes con las de referencia, vieron que en una galaxia había aparecido un punto brillante. Era una supernova, una estrella que hizo explosión —justo lo que estaban buscando—. La llamaron Albinoni, como el compositor italiano del siglo XVIII (Perlmutter toca el violín).

Nueve días después, el grupo —un equipo internacional de investigadores— usó el Telescopio Espacial Hubble, además del Keck II, para medir la luminosidad aparente de Albinoni, así como el corrimiento al rojo de la galaxia en la que se localiza. Al cabo de varios días confirmaron que se trataba de una supernova de tipo Ia con un corrimiento al rojo de 1.2, lo que indicaba que hizo explosión hace miles de millones de años.

Este grupo, así como el Equipo de Búsqueda de Supernovas de Alto Corrimiento al Rojo (High-z Supernova Search Team), dirigido por el astrónomo Brian Schmidt, se dedica a buscar supernovas de este tipo por todo el cielo. Las supernovas Ia son muy intensas, lo que permite verlas desde muy lejos, y alcanzan todas aproximadamente el mismo brillo intrínseco, por lo que son excelentes patrones de luminosidad. Hoy en día, las supernovas Ia son el patrón más usado para determinar distancias a galaxias muy lejanas. Los dos equipos de cosmología con supernovas comparan la distancia de las supernovas Ia que descubren con el corrimiento al rojo de sus galaxias para estudiar el pasado de la expansión del Universo.

Expansión acelerada

En astronomía, mirar lejos es mirar al pasado. La luz, viajando a 300 mil kilómetros por segundo, tarda cierto tiempo en llegar a la Tierra desde sus fuentes: ocho minutos desde el Sol, unas horas desde Plutón, unos años desde las estrellas más cercanas, 30 mil años desde el centro de nuestra galaxia y muchos miles de millones de años desde las galaxias más lejanas. La luz de Albinoni y su galaxia, por ejemplo, llegó al espejo del telescopio Keck II 10 mil millones de años después de producirse la explosión.

El corrimiento al rojo de las galaxias lejanas se debe a que la expansión del Universo “estira” (es un decir) su luz. Comparándolo con la distancia a la que se encuentra la galaxia se obtiene información acerca del ritmo de expansión del Universo en épocas remotas.

Para 1998, los equipos de Schmidt y Perlmutter habían estudiado unas 40 supernovas que explotaron entre 4 000 y 7 000 millones de años atrás. Estos datos les bastaron para convencerse de que algo andaba mal con la cosmología del Big Bang. Las supernovas se veían 25% más tenues de lo que correspondía a su corrimiento al rojo si la expansión del Universo se va frenando. Luego de descartar posibles fuentes de error (como intromisiones de polvo intergaláctico) y de verificar que ambos equipos obtenían los mismos resultados, luego de devanarse los sesos por espacio de varios meses buscando explicaciones prosaicas, los investigadores anunciaron públicamente una conclusión nada prosaica: la expansión del Universo, lejos de frenarse como casi todo el mundo suponía, se está acelerando.

El lado oscuro

La cosa tiene implicaciones, por ejemplo, en la edad del Universo. Ésta se calculaba suponiendo que la gravedad frenaba la expansión. Si en vez de frenarse, se acelera, el cálculo cambia y el Universo resulta más antiguo.
Pero la implicación más tremenda del Universo acelerado tiene que ver con el asunto de la gravedad. Ésta es una fuerza de atracción y, en efecto, tiende a frenar la expansión del Universo.
En las ciencias, como en la vida, las cosas tienen muchas facetas. El efecto de aceleración del Universo nos pone ante un problema —el de buscar al responsable— pero al mismo tiempo resuelve otro. Porque el efecto de aceleración cósmica requiere energía en cantidades cósmicas, de modo que hay más energía en el Universo de la que habíamos visto hasta hoy. Entonces podemos reconciliar por fin el modelo inflacionario con las observaciones. Aunque no sepamos qué es, esta nueva energía oscura (como la han llamado los cosmólogos, pero no porque sea maligna, sino porque no se ve) añadida a los recuentos anteriores de materia y energía, completa la cantidad necesaria para que el Universo sea de geometría plana, como exige el modelo inflacionario.

Antes de 1929 todo el mundo creía que el Universo era estático. Cuando la teoría general de la relatividad mostró que no podía ser así, Einstein añadió a sus ecuaciones un término que representaba una especie de fuerza de repulsión gravitacional y que tenía el efecto de mantener quieto al Universo. Le llamó constante cosmológica. Cuando Hubble descubrió la expansión del Universo, Einstein retiró la constante cosmológica con cierto alivio. Pero su extraña creación reapareció, por ejemplo, en el modelo inflacionario del Big Bang, y ahora podría ser el origen de la fuerza de repulsión que le está ganando la partida a la atracción gravitacional.

La constante cosmológica es una propiedad intrínseca del espacio, es decir, el espacio simplemente es así y se acabó. Imagínate que quieres conocer el silencio absoluto. Apagas todas las fuentes de ruido que hay en tu cuarto, cierras rendijas, te tapas los oídos y metes la cabeza debajo de la almohada. Con todo, tus oídos siguen percibiendo una señal (prueba y verás, o más bien, oirás). Una cosa similar pasaría con el espacio si existe la constante cosmológica. Si quisieras sacar toda la energía de una región, tendrías que extraer toda la materia, aislarla de fuentes de energía externas, eliminar todos los campos (eléctricos, magnéticos, gravitacionales). Pese a todos tus esfuerzos, quedaría en esa región una energía irreducible, inseparable del espacio como el huevo es inseparable de la mayonesa. Esa energía es la constante cosmológica y podría ser la explicación de la energía oscura.

Otra posibilidad (que en realidad es toda una clase de posibilidades) es que la energía oscura provenga de un nuevo tipo de campo, parecido a los campos eléctricos y magnéticos, al que algunos cosmólogos llaman quintaesencia. En la teoría de la relatividad todos los campos producen atracción gravitacional por contener energía, pero la quintaesencia produce repulsión gravitacional.

La constante cosmológica, como propiedad intrínseca del espacio, no cambia con la expansión del Universo, no interactúa con la materia y no cambia de valor en distintas regiones. En cambio la quintaesencia sí podría interactuar con la materia y cambiar de valor. Otra diferencia detectable (pero aún no detectada) es que la quintaesencia acelera la expansión del Universo menos que la constante cosmológica. Los nuevos telescopios, tanto terrestres como espaciales, que se están construyendo nos ayudarán a elegir.

Antes de 1998 se consideraban, en esencia, dos posibles capítulos finales para el Universo: ¿sería la fuerza de gravedad total lo bastante intensa como para frenar la expansión e invertirla, o seguiría el Universo creciendo para siempre? En el primer caso el Universo terminaba con un colosal apachurrón exactamente simétrico al Big Bang; en el segundo, la expansión seguía eternamente, diluyendo el cosmos y haciéndolo cada vez más aburrido.

Con el descubrimiento de la expansión acelerada y la energía oscura las cosas han cambiado. Si bien aún no se puede decidir si la energía oscura es constante cosmológica o quintaesencia, está claro, en todo caso, que la posibilidad del Gran Apachurrón queda excluida. El Universo seguirá expandiéndose para siempre hasta que desde la Tierra no veamos ya otras galaxias por haber aumentado tanto las distancias que su luz ya no nos alcance.
Pero nuestra propia galaxia seguirá acompañándonos, por así decirlo. Las estrellas que la componen seguirán unidas por la fuerza gravitacional, como también seguirán unidos los planetas a sus estrellas. De modo que, pese a todo, las cosas en la Tierra seguirán su curso normal. Pequeño detalle: al Sol se le acabará el combustible en 5 000 millones de años, de modo que, más allá de ese tiempo, no se puede decir que las cosas en la Tierra sigan su curso normal, pero pasemos por alto esta minucia.

El año pasado algunos cosmólogos propusieron una variante de la teoría de la energía oscura que consiste en tomar en cuenta ciertos valores, antes desdeñados, de un parámetro que la describe. Para distinguirla de la quintaesencia los científicos llamaron “energía fantasma” a la energía oscura de este tipo. No precipiten conclusiones los esotéricos: estos nombres son sólo nombres, que no llevan significado oculto ni ocultista. A los científicos les gustan los nombres llamativos, como a cualquiera.
Conclusión

Si la energía oscura resulta ser de tipo energía fantasma, el final del Universo será muy distinto a lo que nos habíamos imaginado. Según el físico Robert Caldwell y sus colaboradores, llegará un día, dentro de unos 22 mil millones de años, en que la aceleración de la expansión del Universo empezará a notarse a escalas cada vez más pequeñas para producir un final que se llama Big Rip (el “Gran Desgarrón”). Mil millones de años antes del Big Rip, la energía fantasma superará a la atracción gravitacional que une a unas galaxias con otras y se desmembrará los cúmulos de galaxias. Sesenta millones de años antes del fin, se desgarran las galaxias. Tres meses antes del Big Rip, el efecto alcanza la escala de los sistemas planetarios: los planetas se desprenden de sus estrellas. Faltando 30 minutos para el postrer momento, los planetas se desintegran. En la última fracción de segundo del Universo los átomos se desgarran.
Esto quiere decir que el universo que apenas estamos empezando a conocer se desintegrara en polvos cósmicos.

bibliografía.
http://www.comoves.unam.mx/numeros/articulo/58/el-lado-oscuro-del-universo
http://masscience.com/2015/07/06/el-lado-oscuro-del-universo/

REFLEXION.
Elegí este temas por que es uno de los mas interesantes además por que tiene una extensa rama de conocimientos que uno puede encontrar.Empecé a escribir desde como se origino el universo a sus características.

Mapa conceptual activ.1

Estudiante en línea.

¿Que es ser un estudiante en linea?

La modalidad de estudios en linea, la cual incorpora el uso de tecnologías de la  informática y la información (TIC), que forman parte de una transformación socio-historico-cultural en la que vivimos hoy en día, en la denominada era de luz a lo largo y ancho del planeta,donde las modalidades educativas se transforman y de donde emerge la modalidad de estudios en linea, dicha modalidad es mas bien un proceso de aprendizaje de estudios en linea que se lleva a cabo en un ambiente VIRTUAL de aprendizaje, en el cual es un ambiente pensado para establecer objetivos de aprendizajes incorporando actividades y experiencias de estudio.

El rol del estudiante en linea

De ser pasivo a ser proactivo
tiene una actitud de ir al frente, en no esperar que sucedan las cosas o que el profesor indique lo que tiene que hacer , se convierte en el actor principal del escenario educativo,ahora como el responsable de su propio aprendizaje.

De la exigencia en la participación
El dinamismo y  elaboración en la participación  que desarrolla el estudiante en linea  frente al estudiante presencial que bien puede mantenerse escuchando sin la intención de hacer una intervención en la modalidad en linea existen recursos tecnológicos que generan registros para que el docente o la figura académica identifique si el estudiante participa o no.

De la estética entre tiempo y espacio a la dinámica autogestiva

El estudiante en linea no se encuentra sujeto a horarios y espacios físicos; el mismo es quien determina donde,como,cuando y cuanto estudia. La ventaja es la de no tener que trasladarse a un lugar especifico en un horario especifico. Es así que cual quier persona con acceso al internet puede estudiar en linea en cualquier lugar y  en cualquier momento.

Del seguimiento académico

Si el estudiante tiene alguna duda o inquietud, no siempre la externa al profesor y el grupo de compañeros,por cauas de diversas  índole, existe la facilidad de compartir las dudas en publico.

De la interacción grupal y con el docente

El estudiante en linea interactúa principalmente con los contenidos  del ambiente virtual de aprendizaje que son una  base de conocimientos de que se parte en un  curso. En un segundo plano interactúa de manera asincronica con el docente en linea y con los compañeros de curso.

De loa aportes de la internet y la riqueza del conocimiento.

El estudiante contara con materiales por los desarrolladores del curso, el docente también podrá sugerirle materiales extra para reforzar el conocimiento.pero cuando el estudiante tiene como principal herramienta  a la red de amplitud mundial existe la posibilidad que  surja alguna duda,el estudiante puede obtener material de estudio adicional por lo que aumenta  las posibilidades de extender sus conocimientos .

Recomendaciones interpersonales el estudiante en linea
• identificar e interpretar nuestras emociones y reconocer el efecto que tiene en nosotros mismos y en los demás.
• controlar y manejar nuestras emociones y el como reaccionamos para así poder adaptarnos a las circunstancias que todo el tempo están cambiando a nuestro alrededor.
• identificar ,comprender y responder ante las circunstancias,para atender y entender a los demás.
• saber trazar con los demás,influir positivamente,motivar e inspirar,trabajar en equipo y mejorar la manera en que nos comunicamos.
Las competencias interpersonales constituyen herramientas básicas para el desarrollo humano.el proceso de aprendizaje llevara al estudiante a pensar creativamente, a desarrollar y potenciar el desarrollo de habilidades científicas,tecnológicas y sociales.

Retos para el estudiante en linea
• Adoptar una actitud critica y creativa de las Tecnologías de la información y la comunicación y participar activamente durante su formación académica.
• Cuestionar,replantear,investigar e idear nuestras formas de descubrir,con el impulso de seguir explorando y generar la oportunidad para obtener mas conocimientos.
• Adaptarse al trabajo en un entorno cambiante,valiéndose de la creatividad, la comunicación, la colaboración y la resolución de problemas.
• Optimizar la comunicación escrita, prácticamente es el recurso mas solido para expresarse en la modalidad en linea, por lo que se deberá optimizar el uso de la gramática,sintaxis y semántica.

Ser un estudiante en linea implica ciertos saberes,actitudes,retos,exigencias,ventajas y compromisos, pero sobre todo la disposición de aprender, la educación en linea no tiene porque concebirse como fasil o difícil.tiene ante si la oportunidad de marcar su propio ritmo de aprendizaje y de trazar sus horizontes de estudio de acuerdo con sus metas académicas.