REGIONES CAFETERAS DE COLOMBIA

REGIONES CAFETERAS DE COLOMBIA

El café 100% Arábica que se produce en Colombia necesita condiciones climáticas específicas para su producción. Aunque es un producto propio de la zona tropical, su cultivo exige, además, condiciones especiales de suelo, temperatura, precipitación atmosférica y cierta altitud sobre el nivel del mar.

Las condiciones ideales para el cultivo se encuentran entre los 1.200 y 1.800 metros de altura sobre el nivel del mar, con temperaturas templadas que oscilan entre los 17 y los 23 grados centígrados y con precipitaciones cercanas a los 2.000 milímetros anuales, distribuidas a lo largo del año. Si bien estas condiciones son las más comunes, también es posible producir un café sobresaliente a alturas marginalmente superiores o con niveles o frecuencia de precipitación diferentes.

La ubicación geográfica específica de cada región cafetera colombiana determina entonces unas condiciones particulares de disponibilidad de agua, temperatura, radiación solar y régimen de vientos para el cultivo de grano. Por ejemplo, las zonas cafeteras centrales del país presentan periodos secos y lluviosos intercalados a lo largo de diferentes meses, lo que permite cosechar café fresco regularmente durante todo el año. En la mayoría de las regiones cafeteras del país existe un período de floración que va de enero a marzo, y otro que va de julio a septiembre. La cosecha principal en estas zonas se realiza entre septiembre y diciembre, y hay una cosecha secundaria entre abril y junio que se denomina "de mitaca". La cosecha principal y la de mitaca pueden alternarse en otras regiones de acuerdo con su latitud.

Además de las condiciones especiales de altitud, latitud y clima, la caficultura colombiana cuenta con un atributo fundamental: la calidad de la tierra. Los suelos de las zonas cafeteras colombianas se caracterizan por ser en su mayoría derivados de cenizas volcánicas, lo que los dota de un alto contenido de material orgánico y buenas características físicas para la producción de café.

Los cafeteros colombianos en cualquier escenario cultivan únicamente café de la especie Arábica, utilizando variedades vegetales que se adaptan a sus condiciones específicas de producción que incluyen las conocidas como Típica, Borbón, Maragogype, Caturra, Castillo, Tabi y Colombia.

Geográficamente toda la región cafetera se extiende en torno y sobre las laderas de las tres cordilleras de los Andes Cordillera Oriental, Central y Occidental, incluyendo la confluencia sobre el Valle del rió Cauca, de los pueblos cafeteros de Antioquia, Caldas, Risaralda y Quindío y, en menor escala, en la Sierra Nevada de Santa Marta. Las zonas cafeteras colombianas están ubicadas en los departamentos de Antioquia, Boyacá, Caldas, Cauca, Cesar, Caquetá, Casanare, Cundinamarca, Guajira, Huila, Magdalena, Meta, Nariño, Norte de Santander, Quindío, Risaralda, Santander, Tolima y Valle del Cauca. En estas regiones, que tienen una variedad de climas que abarcan desde el bosque alto andino, hasta el páramo y las nieves perpetuas, se cuenta con el clima y las condiciones atmosféricas óptimas para el crecimiento de los cafetales.

En general, se puede decir que las regiones cafeteras colombianas se caracterizan por diferencias entre los ciclos de lluvias y de cosecha y la altitud a la que se produce el café. 

En las zonas del Sur del país, cercanas a la línea ecuatorial, se produce café a una mayor altitud y a temperaturas que, sin ser extremas, son menos elevadas. Los cafés producidos en regiones específicas como Nariño o Cauca, Huila o Sur del Tolima tienen ciclos de cosecha particulares y son cafés con una mayor acidez y poseen ciertas características especiales en taza y particularidades específicas demandadas por mercados sofisticados. 

Por otra parte los cafés producidos en el Norte del país a latitudes superiores a los 9° Norte, similares a la latitud de los principales países productores centroamericanos de café, se producen a altitudes inferiores y en consecuencia a temperaturas superiores. Asimismo, estos cultivos de regiones como la Sierra Nevada de Santa Marta, la Serranía del Perijá o los departamentos colombianos de Casanare, Santander y Norte de Santander, por razón de su oferta climática tienden a estar más expuestos a la radiación solar y, en consecuencia, los cultivos están frecuentemente protegidos por diferentes niveles de sombrío. Estos cafés, altamente demandados por mercados particulares, tienen una acidez menor pero un mayor cuerpo.

En el centro del país se produce el grueso de la cosecha cafetera colombiana. En las zonas conocidas como el eje cafetero, es decir los departamentos de Caldas, Quindío y Risaralda que con el Norte del departamento del Valle conforman el Paisaje Cultural Cafetero, se encuentran modernos cultivos de café que conviven con los de productores más pequeños y tradicionales. Estas zonas, como las de Antioquia, Cundinamarca, Boyacá y el Norte del Tolima tienen más de un ciclo de cosecha y producen café durante buena parte del año, llegando en ocasiones un mismo árbol de café a recibir hasta 8 visitas al año para seleccionar sus granos maduros.

La topografía de los departamentos del Eje Cafetero tiene suelos muy ricos donde se extienden las plantaciones de café a la sombra de las matas de plátano y árboles frutales. Sin olvidar que allí se produce una inmensa variedad de orquídeas y la palma de cera que se considera el árbol nacional.

La mayoría de las zonas cafeteras colombianas ubicadas en los departamentos colombianos de Antioquia, Boyacá, Caldas, Cauca, Cesar, Caquetá, Casanare, Cundinamarca, Guajira, Huila, Magdalena, Meta, Nariño, Norte de Santander, Quindío, Risaralda, Santander, Tolima y Valle, han conformado comités departamentales y municipales de cafeteros. Estos comités de cafeteros velan por los intereses de los productores de cada zona. 

En Colombia se tiene que solo un 24% de toda la zona cafetera es café, (con una predominancia del 33% cultivado al sol, 28% a la semi-sombra y 39% a la sombra), 34% en pastos, 33% monte y el 9% restante en otros cultivos y usos.

En cuanto a las variedades de cafetos cultivadas en Colombia, a parte de las comúnmente conocidas Típica, Borbón, Maragogype, Tabi, Caturra y Colombia, existen otras variedades denominadas exóticas que se siembran en menores proporciones, en fincas específicas y en cultivos generalmente orgánicos con altísimos controles de calidad con la finalidad de obtener excelentes calidades y características de taza principalmente para exportación o selecciones de café gourmet. Entre estas variedades exóticas encontramos: Borbones rojos y amarillos, Gesha, Laurina, Mokka, Pacamara, Pontú, San Bernardo y Tekisik.

Como exponente principal de estas fincas que cultivan variedades exóticas tenemos a CAFÉ GRANJA LA ESPERANZA que cuenta con 6 fincas de cafés exóticos, 2 en la Cordillera Occidental: “La Esperanza” y Cerro Azul”, en Trujillo - Valle del Cauca, 2 en la Cordillera Central: “Las Margaritas” y “Potosí”, en Caicedonia – Valle del Cauca, 1 en la Cordillera Oriental: “Sasaima”, en Sasaima – Cundinamarca, y 1 en Tierras Altas - Panamá, llamada “Carleida”. Otra finca importante en cafés exóticos es “Manantiales del Frontino” en Valle del Cauca, cuyo café variedad Gesha gano el galardón de Mejor Café del Año 2011. La principal promotora y comercializadora de cafés finos y exóticos Colombianos es Colombian Mountain Coffee CI S.A.S. 

HISTORÍA DEL CAFÉ, CRONOLOGÍA Y EXPANSIÓN.

HISTORÍA DEL CAFÉ, CRONOLOGÍA Y EXPANSIÓN.

La historia del café, como muchas otras, está rodeada de leyendas enfocadas a determinar su fecha y lugar de origen, la más conocida de estas nos sitúa en lo que es ahora Etiopia y en el año 1400, donde un pastor llamado Kaldi, notó un día que sus cabras se comportaban extrañamente después de haber ingerido la fruta de cierto arbusto. Las cabras estaban muy excitadas y llenas de energía.  Kaldi decidió probarlas también y al cabo de un rato también se sintió henchido de energía, así que llevó algunos frutos, como cerezas rojas, de ese arbusto a un monasterio, para contarles a los monjes lo que había descubierto. Allí le contó al Abad lo que había visto en sus cabras y lo que había sentido después de haber comido dichas cerezas. El Abad decidió cocinar las cerezas y hacer una infusión con ellas pero el resultado fue una bebida muy amarga así que la arrojó de inmediato al fuego, para desecharla. Al caer estas a la hoguera empezaron a tostarse y al cabo de un rato emanaba de esta un aroma delicioso que hizo reconsiderar al Abad así que este tomo las semillas o granos tostados y los molió y con estos preparó una infusión que esta vez resulto ser bastante agradable para el olfato y el paladar. Los monjes dándose cuenta que esta bebida les daba energía para resistir las largas jornadas de oración extendieron la noticia de monasterio a monasterio, convirtiéndose la nueva bebida en una de muy alta demanda para el mundo musulmán.

Dejando a un lado la leyenda, los datos y hechos dicen que el café se originó en Abisinia, ahora Etiopia y hay presencia confirmada de este alrededor del Mar Rojo para el año 700. Antes de que apareciera como tal la bebida que conocemos ahora como café, hay evidencia de tribus africanas que consumían unas bolas energéticas elaboradas a partir de grasa animal y granos de café y bebían un “vino” destilado a partir de la pulpa de las cerezas del café. Primero se consumió el café como comida, luego como vino y luego como medicina, mucho antes de que se descubriera (probablemente por accidente mediante un suceso como el de la leyenda de Kaldi) la deliciosa bebida que hoy conocemos hecha a partir de los granos tostados de café. La bebida como tal apareció en algún momento entre el año 1000 y 1200, probablemente en Arabia. Y para el final del siglo XIII los musulmanes tomaban café casi religiosamente. A donde sea que fuera el Islam, iba el café. El primer cultivo masivo de café fue en el área de Yemen entre los 1250 y los 1600. Y las primeras “torrefactoras” fueron hogueras controladas, en Turquía. El papel que jugaron los pueblos de religión y cultura musulmana, particularmente los árabes, en la difusión del consumo de café y su cultivo fue muy importante. El comercio del café fue celosamente guardado por los árabes y por mucho tiempo mantuvieron en secreto la bebida y protegieron las plantaciones de los ojos de otros países y culturas, tanto así que hasta 1600 no existía café fuera de África o Arabia y el principal productor era Yemen. La primera “tienda de café” conocida fue inaugurada en la antigua Constantinopla, hoy Estambul, en 1475. El café pronto se volvió parte de la vida social y las tiendas de café  se multiplicaron rápidamente, en un par de años había cientos por toda la ciudad. Las casas o tiendas de café en Turquía pronto fueron conocidas como “Escuelas de Sabiduría” porque la gente iba allí a escuchar a la gente hablar, a hacer tertulia, a jugar ajedrez, a escuchar a los relatores y artistas, todo alrededor de una taza de café, y en general se podía aprender muchísimo. A mediados del siglo XVI, el café se bebía ya en Egipto, Siria, Persia y Turquía, y las tiendas  de café podían ser encontradas en ciudades de Medina, El Cairo, Bagdad, Alejandría, Damas y Estambul. Para esa misma época, Soliman el Magnífico y sus guerreros otomanos (la Armada Turca) introdujeron la bebida entre los habitantes de los Balcanes, Europa Central, España y Norte de África.

En los inicios del siglo XVII, el consumo de café fue llevado de Turquía a Europa. Entró por el puerto de Venecia en Italia, donde se recibió el primer cargamento de café verde para Europa y la primera coffee house allí, Caffè Florian fue inaugurada en 1683. El café se conoció en Venecia y Marsella durante la primera mitad del siglo pero no había aun comercio de granos. Inglaterra, a pesar de ser una nación famosa por tomar té, fue la primera nación Europea que abrazo los placeres de “beber café” y  sus bases comerciales. La primera coffee house fue en Oxford en 1650 donde fue inaugurada por un Judío Turco llamado Jacob. En Londres el primer coffee house de cientos fue inaugurado en 1652. El embajador del Imperio turco Otomano, a la corte de Luis XIV en Paris convirtió el café en una moda en la Alta Sociedad de Paris alrededor de 1669. Como dictaba la costumbre turca el invitaba a una taza de café a todo aquel que lo visitaba e insto al Rey a hacer lo mismo pero este prefería el chocolate caliente. El primer café de Paris fue inaugurado en 1686. En 1670 se abrió el primero de Berlin. A Viena llego en 1683 con la guerra con los Turcos.

 Se difundió el consumo por toda Europa y surgieron tantos coffee house que entre el siglo XVII y XVIII había más que los que hay hoy en día. Las tiendas de café eran lugares súper populares donde se reunían artistas, intelectuales, comerciantes, banqueros, hombres de negocios, y políticos. La charla era entretenida y se tocaban todos los temas imaginables. Cuando se hicieron populares en Inglaterra se les llamo “Universidades de Penique”, porque el precio de un café era un penique y se decía que en una tienda de café un hombre podía adquirir más conocimiento útil que leyendo el solo un montón de libros durante todo un mes. En los cafés de Paris nació la revolución Francesa y en los famosos cafés de Londres, Paris y las grandes ciudades nacieron las ideas de los grandes inventos, composiciones, y teorías científicas de la época.

La fiebre del café se expandió por toda Europa en el siglo XVII y los franceses introdujeron el café al Nuevo Mundo en 1715. Y en 1822 Louis Bernard Rabaut, francés, invento una máquina que forzaba a pasar el agua caliente a través del café molido usando vapor, en vez de simplemente regar el café con agua por encima. Había nacido la primera máquina de espresso. El café cruzó el Atlántico en 1689, con la apertura del primer establecimiento en Boston. La bebida ganó popularidad y obtuvo el rango de bebida nacional, después de que los rebeldes lanzaron al mar el té sobretasado por la corona británica durante el motín del té en Boston. Esta operación clave se preparó en la cafetería Dragón Verde.

El café alcanzó su completa aceptabilidad social en el siglo XVIII. Pronto los grandes cultivos se desplazaron a Ceilán e Indonesia, consolidándose posteriormente en América del Sur. El café comenzó a cultivarse en las colonias inglesas, en particular en Ceilán, pero las plantaciones fueron devastadas por una enfermedad y finalmente sustituidas por plantaciones de té. En 1696, los holandeses lo hicieron cultivar en Indonesia y en Java. En 1714, el capitán de infantería Gabriel Mathieu de Clieu ocultó un esqueje de una planta de café ofrecida por Holanda al rey Luis XIV de Francia y conservada en los invernaderos reales para establecerlo en las cuestas del Monte Pelée en Martinica y en Santo Domingo. Cincuenta años más tarde, se cuentan 19 millones de plantas en Martinica. La primera plantación en Brasil se estableció en 1727. Su industria dependía de la práctica de la esclavitud, que se suprimió en 1888. Las primeras semillas de café se llevaron a Colombia de las Antillas Francesas, y los primeros cultivos en pequeña escala se registraron en los últimos tiempos coloniales, sobre todo en el departamento del Magdalena, en 1785. Cuando el café alcanzó las colonias estadounidenses, no tuvo inicialmente tanto éxito como había tenido en Europa, ya que los colonos lo veían como un pobre sustituto del alcohol. Sin embargo, durante la Guerra de la Independencia, la demanda de café aumentó hasta tal punto que los distribuidores tuvieron que agrupar las escasas existencias y subir los precios drásticamente; parte de ello se debió a la disponibilidad reducida de té de los mercaderes británicos. El consumo de café entre los estadounidenses aumentó durante principios del siglo XIX, tras la Guerra de 1812, que había acabado con el acceso a las importaciones de té, y la gran demanda durante la Guerra de la Independencia, así como muchos adelantos en la tecnología para la elaboración de la bebida cimentó la posición del café como un producto diario en Estados Unidos.

En Colombia las primeras plantaciones a mediana escala se registraron en 1808 en Cúcuta y en 1813 Ignacio Ordóñez de Lara fue el primero en contar con un cultivo de 7.000 palos de café. En la región del Cundinamarca fue Tyreel Moore en 1867 quien estableció los primeros cultivos y Mariano Ospina Rodríguez en el departamento de Antioquia. En el Departamento de Caldas en el llamado eje cafetero colombiano los responsables fueron Eduardo Walker en jurisdicción de La Cabaña y Antonio Pinzón en el Águila y para 1890 el café se constituye en base de la economía regional. En 1886 Simón López lo extendió a la ciudad de Pereira de donde partió la expansión del cultivo a zonas del Quindío y al Valle del Cauca. En España, a finales del siglo XIX y principios del XX, también los intelectuales comenzaron a reunirse en cafeterías, algunas de las cuales a día de hoy son auténticas instituciones: Café Gijón (Madrid, 1888), Café Novelty (Salamanca, 1905) o el Café de Fornos (Madrid, 1907) entre otros.

HOMESCHOOLING. EDUCAR EN CASA. LA MEJOR OPCIÓN.

HOMESCHOOLING. EDUCAR EN CASA. LA MEJOR OPCIÓN.

¿Qué enseñar? ¿Cómo enseñar? ¿Vivir para estudiar o estudiar para vivir? ¿En el colegio, los niños están realmente recibiendo una educación? ¿Cómo a un niño se le puede forzar a sentarse seis horas en un pupitre? ¿Por qué se les bombardea con deberes? ¿Por qué se les obliga a memorizar conocimientos inútiles? ¿Por qué no se les deja ni cinco minutos a solas con su imaginación? Estas preguntas me han estado rondando la cabeza últimamente y han hecho que me cuestione seriamente sobre la forma en que deseo educar a mis hijos; es por esto que después de mucho investigar, pensar y repensar, he decidido, que la mejor opción, en lo que a mí y mis futuros hijos respecta, es la educación en casa.
La Educación Libre o No Formal, se basa en el principio de que cualquier niño tiene la capacidad intrínseca de aprender, y que es él mismo el más indicado en descubrir sus potencialidades. Por otro lado, se considera que la integración en la sociedad se hace de forma mucho más natural, viviendo en ella, que apartado en las aulas escolares. La Educación en Casa, se adapta a cada necesidad individual, y a las condiciones y estructuras familiares. Los procesos de aprendizaje se producen en tiempos diferentes en cada individuo. Así que, un sistema educativo fundamentado en la estandarización de los contenidos, cronogramas y tiempos de estudio, no aprovecha el potencial de aprendizaje y realización personal de cada niño. La Desescolarización (práctica conocida también como aprendizaje dirigido por el interés, aprendizaje iniciado por el niño, aprendizaje natural, orgánico, ecléctico o auto-dirigido), es la práctica de dar a los niños libertad para aprender en el mundo. Padres e hijos viven y aprenden juntos, buscando preguntas e intereses en la medida en que estos aparecen. Esta es la forma en que aprendemos antes de ir a la escuela y la forma en la que aprendemos cuando abandonamos la escuela y entramos en el mundo laboral. Los diferentes intereses pueden llevar a los niños a leer libros, tomar cursos o realizar proyectos, pero la diferencia importante está en que es el niño quien escoge y decide involucrarse libremente en dichas actividades; estas no le fueron asignadas a través de un currículo que debe ser cumplido en un tiempo y lugar. La desescolarización, es la forma natural de aprender. Los niños aprenden cuando para ellos tiene sentido hacerlo, no porque han llegado a cierta edad o están siendo obligados por una autoridad arbitraria.
Cada niño aprende a un ritmo diferente y tiene necesidades y habilidades distintas, ¿Por qué unificar y estandarizar el aprendizaje de los niños? Los seres humanos somos únicos e irrepetibles y ya en la escuela desde el uniforme, nos están haciendo ver a todos iguales, todos con el mismo uniforme, monótono, gris, aburrido; que nada tiene que ver con la alegría de un niño, con los colores vivos, divertidos, con la creatividad; cortan de un tajo la imaginación y nos encasillan a todos con un número, un pupitre y un uniforme igualitico al de absolutamente todos los demás.
John Holt, fundador de la corriente Homeschooling y otros de los principales representantes de las teorías desescolarizadoras como: Paul Goodman, Ivan Illich, Everett Reimer y Marshall Mc Luhan, nos hablan de las ventajas de la desescolarización sobre las desventajas de la escolarización en sus múltiples libros, estudios y teorías. En estos podemos apreciar que, la misión de la educación en la desescolarización es la de transformar la sociedad a través de la educación del ser humano y pretender una sociedad más justa y humanizada.
El ambiente ideal para que los niños se formen es uno lleno de muchas cosas interesantes para ver y con las que trabajar y en la que se permita a los niños aprender a su manera. “Si tienen preguntas, responder las preguntas. Si quieren saber dónde encontrar algo, enseñarles dónde tienen que buscar”. Dijo Holt. La escolaridad priva a las personas de la alegría de aprender. Las escuelas fomentan la competencia y la ansiedad, los niños fracasan en ellas porque sienten miedo a ser humillados o castigados. Las escuelas, así como la educación en todos sus niveles tal como existen hoy en día, se ocupan principalmente de seleccionar y dividir a niños y jóvenes en categorías. Las pruebas académicas son una medida insignificante del potencial de una persona. La verdadera educación es lo contrario a la escolarización obligatoria, donde se aprende principalmente a temer y ajustarse a los moldes sociales preestablecidos. Lo que se necesita, en cambio, es que los niños desarrollen, a la par que la indispensable capacitación, una actitud crítica para entender el mundo, para que puedan ver los cambios que es necesario hacer a fin de crear un lugar mejor para todos, y ser capaces de llevar a cabo estos cambios. La responsabilidad y la preparación, para llevar a cabo estos cambios, hacen necesaria la libertad en la realización de la tarea, ya que sin libertad no se puede ser responsable.
Según Holt, nadie comienza la vida siendo estúpido. Sólo hay que observar a los bebés y a los niños, todo lo que hacen y aprenden, para notar que muestran una forma de vida y una habilidad y deseo de aprender increíbles. ¿Qué es lo que pasa con esta extraordinaria capacidad de aprendizaje y comprensión intelectual cuando vamos creciendo? Los adultos destruimos la mayor parte de la capacidad intelectual y creativa de los niños por las cosas que les hacemos y obligamos a hacer. Sobre todo destruimos esta capacidad al hacerlos miedosos, temerosos de no hacer lo que otras personas desean, de no agradar, de cometer errores o de estar equivocados. Les infundimos miedo para arriesgarse, miedo para experimentar, para probar las cosas difíciles, miedo a lo desconocido. En lugar de aminorar sus temores los acrecentamos, a menudo de forma monstruosa. Encontramos ideal la clase de niños 'buenos' que nos tienen el suficiente miedo para hacer lo que queremos que hagan, sin hacernos sentir que lo hacen debido al miedo que les imponemos. Los animamos a sentir que el principal objeto de todo lo que hagan en la escuela es nada más conseguir una buena calificación en un examen, o impresionar a alguien con lo que ellos aparentan saber. No solamente matamos su curiosidad sino el sentimiento de que es una cosa buena y admirable el ser curioso, para que así, a la edad de diez años, la mayoría de ellos no hagan preguntas y muestren desdén hacia los pocos que así lo hacen. Holt sostiene que los niños son aprendices natos, y que los exámenes, las notas y hasta los mismos profesores no sirven más que para inhibir esa capacidad natural que muchas veces se acaba perdiendo. La mejor escuela, a su entender, está fuera de las aulas, y los mejores tutores son los padres, que más que enseñar deberán alimentar la curiosidad de sus hijos.
Y preguntan entonces ¿Y la socialización? ¿Qué pasa con las habilidades sociales de los niños? ¿Cómo aprenden a compartir, a trabajar en grupo, a socializar? Es que la idea no es tener a los niños encerrados en casa todo el día y que no conozcan mas mundo que lo que haya en ella; ni más personas que a su papá, su mamá y su familia cercana; es educación en casa por el simple hecho de no ser en la escuela y ser los padres los principales tutores, la idea es que aprendan de el mundo, que aprendan viviendo, claro que van a compartir con otros niños, irán al parque a jugar, a un instituto de música a aprender algún instrumento, a un club a practicar algún deporte, harán cursos de plastilina y pintura con otros niños y se divertirán y claro que socializaran con otros niños y personas de todas las edades.
Que mejor que los padres que los han visto dar sus primeros pasos, escuchado decir sus primeras palabras, conocen sus gustos, sus limitaciones y sus habilidades, para que les ayuden a desarrollar todo su potencial. Freud nos brinda un importante estudio sobre desarrollo psicosexual del ser humano, nadie mejor que un padre, que conoce cada etapa en el desarrollo de su hijo, para seguir de cerca la evolución de este. Piaget habla de etapas de desarrollo, mas todos sabemos que, aunque bastante acertadas, son generalizaciones, no todos los niños tienen la misma velocidad de desarrollo, ni de aprendizaje, ni todos se interesan por lo mismo; y en una clase numerosa será muy difícil brindarle a cada uno la atención que requiere. Vigostky y su zona de desarrollo próximo nos aporta entre otras cosas, un término súper importante, el tutor, que mejor que el padre, la madre, los hermanos, aquellos que pasan todo el día creciendo, viviendo y aprendiendo con el niño para guiarle y apoyarle en lo que tiene falencias y que este a su vez apoye a otros y colabore con lo que el maneja mejor.
Al aprender en casa, los niños aprenden a todas horas, no en un lapso determinado de horas. Aprenden en forma sistemática y también esporádica. Aprenden muy eficientemente, de manera fluida y natural. Recogen de mejor forma el ejemplo de los padres. Aprenden habilidades sociales de los padres, así logran madurez social, pues los niños son realmente socializados en familia, allí es donde aprenden a vivir en una sociedad y a ser respetados. Los niños aprenden más y mejor, se crean lazos muy estrechos entre padres e hijos, tienen menos problemas emocionales y crecen con un fortísimo sentido de responsabilidad y de independencia. Crecen lejos del rigor académico, aprenden a su ritmo y sin competitividad, sacian su curiosidad leyendo, explorando un museo, empapándose de naturaleza, y sobre todo, jugando. Gozan del beneficio de la atención personalizada de los padres; del aprendizaje al ritmo de cada uno y no del grupo. Evitan los problemas de autoestima por retraso o adelanto en el aprendizaje. Su formación es integral, en lo físico, intelectual, y en lo espiritual. Los niños estarán acostumbrados a aprender, este será su estado natural para toda la vida, es decir, son seres con aprendizaje continuo. Los niños aprenden sobre todo a través de la intuición y del juego. Aprenden más y alcanzan todo su potencial de aprendizaje a través de entornos en los que el aprendizaje se adapta a sus necesidades. Los niños son aprendices natos, de poco sirven las notas y los exámenes, éstos sólo inhiben la necesidad de aprender. Los niños educados en casa son mucho más curiosos y creativos que los niños escolarizados; tienen un espíritu crítico más marcado, menos miedo al fracaso y son más ingeniosos a la hora de resolver situaciones nuevas. Las habilidades sociales las aprenden de los padres. Si los niños están todo el día en la escuela, no tienen mucha oportunidad de imitar a los adultos. Están siempre imitando a otros niños y es realmente una maravilla cuando logran conseguir un poco de madurez social. En cambio los niños educados en casa demuestran una sensibilidad social asombrosa. Los niños serán individualizados, en vez de socializados. Sabrán tomar decisiones por su cuenta en vez de hacerlo según el dictamen de lo popular. Respetaran a las autoridades propiamente constituidas, en vez de llegar a ser conformistas. En realidad, los niños son socializados en la familia y es allí donde aprenden a vivir en una sociedad y a ser responsables. Educar en casa es el mejor modo de formar. Se les enseña a aprender a ser y a aprender a vivir en sociedad. Los niños crecen en un ambiente positivo. Aprenden a su ritmo, según sus capacidades, y los padres les acompañan y ayudan. Se vive y se enseña a la vez. Preguntas e intereses van surgiendo de forma espontánea. Con la educación en casa los niños aprenden a leer o matemáticas cuando tiene sentido hacerlo, no cuando la edad marca que les toca.
Ahora, pensemos en todo el tiempo que pasan los niños en la escuela, no solo no tienen tiempo de pasar con sus padres, no hay tiempo para compartir en familia, sino que no tienen tiempo para ellos, para conocerse a sí mismos, para hacer actividades que les interesen, y si acaso les quedara tiempo libre ¿con que energía las llevarían a cabo?, si están todo el día pensando en cuentas, aprendiendo nombres de países que ni saben donde quedan, o nombres de personajes que nada que ver con lo que están viviendo. Yo personalmente siempre quise ser scout, pero ¿a qué horas? y eso que hice muchas cosas de niña. Qué hay de el tiempo para salir de vacaciones, en mi casa tocaba mirar, no solo el horario de mis padres, ambos muy buenos profesionales y exitosos, sino que teníamos que tener en cuenta el horario de clases, y no podíamos irnos de vacaciones una semana, porque ¿cómo cuadrar el horario de todos y que ninguno faltara a sus obligaciones?, y es que a la larga en eso se convierte la escolarización, en una obligación, y nadie disfruta hacer lo que está obligado a hacer; o ¿no es verdad que aprendemos mas, mejor y más rápido cuando estamos motivados, cuando queremos y nos gusta lo que hacemos? Soy una lectora empedernida, si comparo con mis compañeros en cualquier etapa de mi vida, seguro he leído más libros que todos juntos, y aun así lamento no tener más tiempo para leer (más), no tengo tiempo y nunca tuve pues debía y debo cumplir con unas normas sociales, ir al colegio, más de 11 años si contamos los de preescolar, y luego la U, otros 5 (más o menos, que mas da) cumpliendo un horario, invirtiendo el tiempo haciendo trabajos, etc., y no queda tiempo para hacer tantas otras cosas y aprender todo lo que quisiera, leer todo lo que desearía.
La educación en casa es una educación integral, como la de la antigua Grecia. Educación deportiva-física, educación intelectual, filosófica y espiritual, educación en valores éticos morales y sociales. Y los niños aprenden porque les gusta aprender, invierten su tiempo en las cosas que les gustan, porque tienen tiempo para hacerlo. La educación en idiomas, en música, y en deportes, lleva tiempo, requiere de disciplina y suficientes horas de dedicación, si los niños son educados en casa, habrá tiempo para todo, porque no deben pasar todo el día encerrados en un salón, sentados en un pupitre, repitiendo datos como loros.
Y hablando precisamente de loros, tomando la idea de hombre-animal, de la animalización del ser humano, quiero decir, somos animales en un sentido biológico, pertenecemos a un reino, orden, familia, clase, genero, y como tales somos domesticados dentro de una sociedad; en la escuela se nos domestica como a un perro, como a otro animalito, para seguir unas conductas dentro de una sociedad, y lo más triste es que se nos “educa” con miedo no con amor, no se nos enseña a amar el aprender, se enseña a temer sacar malas notas, a no encajar en los cánones sociales, se nos domestica, se nos entrena con premio y castigo, justo y tal cual yo enseño a mi gata o enseñe a mis perros.
La educación es un pilar fundamental en nuestras sociedades, y como tal, su desarrollo e implantación es un hecho de vital importancia. Educar es enseñar a vivir. Se trata de hacer del aprendizaje una experiencia emocionante y relevante. No se trata de una nueva educación a través de las nuevas tecnologías, sino de motivar el aprendizaje significativo, el análisis crítico y el pensamiento creativo día a día. Aprender es para toda la vida. Pero no se trata de atiborrarse de datos o será como la frase de Machado refiriéndose a un erudito: “Aprendió tantas cosas que no tuvo tiempo de pensar en ellas”. La idea es vivir, experimentar, aprender haciendo, como dijo Cervantes: “La experiencia es la madre de la ciencia”.

Bibliografía.
• http://learnweb.harvard.edu/andes/tfu/index.cfm
• http://en.wikipedia.org/wiki/Homeschooling
• http://homeschooling.gomilpitas.com/
• http://es.wikipedia.org/wiki/Educaci%C3%B3n_en_el_hogar
• http://www.proyectosalonhogar.com/Homeschool/homeschooling.htm
• http://www.paideiaescuelalibre.org/Index_bis.htm
• http://educacionlibre.org/inicimarc.htm
• http://educarenfamilia.blogspot.com/
• VARGAS, Carlos. Sigmund Freud: Historia y desenvolvimiento de la teoría psicoanalítica. Copias de clase Psicología y educación 2do semestre 2009.
• ORTIZ, Pedro. El problema del sujeto de la educación. Copias de clase Psicología y educación 2do semestre 2009.
• FONT, Pere. Desarrollo psicosexual. Copias de clase Psicología y educación 2do semestre 2009.
• MORIN, Edgar. Los siete saberes necesarios para la educación del futuro. Copias de clase Psicología y educación 2do semestre 2009.
• JAEGER, Werner. Paideia: los ideales de la cultura griega. Libro primero al cuarto. Traducido por: XIRAL, Joaquin. México: Fondo de Cultura Económica, decimoquinta reimpresión 2001.
• ROUSSEAU, Juan Jacobo. Emilio o La Educación. Traducido por: VIÑAS, Ricardo. www.elaleph.com
• KANT, Immanuel. Pedagogía. Escuela de Filosofía Universidad ARCIS.
www.philosophia.cl
• CALVO DE SAAVEDRA, Ángela. La educación en la civilización griega romana y medieval. Bogotá. 1999. Págs: 167-181
• ARISTÓTELES. Obras. Retorica. Copias de clase Fundamentos de la educación 1er semestre 2009. Págs:112-189
• FERREIRO, Emilia. Leer y escribir en un mundo cambiante. Conferencia. Copias de clase Fundamentos de la educación 1er semestre 2009.
• FREINET, Celestin. Los métodos naturales. Martinezroca. 1986. Copias de clase Fundamentos de la educación 1er semestre 2009. Págs: 19-29
• ?, Piaget. ? Copias de clase Fundamentos de la educación 1er semestre 2009. Págs: 10-111
• ?, Escuela Activa Integral. Copias de clase Fundamentos de la educación 1er semestre 2009.
• ?, ABC del constructivismo ? Copias de clase Fundamentos de la educación 1er semestre 2009. Págs: 27-29, 83-90

How to prepare our favourite dinner?

How to prepare our favourite dinner?

Throughout human history, food has always given that touch of celebration and happiness to all of those special moments in life. We have imbued our nourishments with our creativity, turning daily dishes into fantastic dinners; changing a Sunday lunch into a seigniorial banquet. In our surreptitious menu of mom’s recipes, we can find all kind of alchemies; since a cure for cough based in mints, thyme and milk, to delicious pasta main courses for those days you do not want to eat the classical fried chicken from the local restaurant. Cannelloni is the name of the dish we will describe for you to enjoy with two different stuffing, giving also more ingredients that go well with our main course.

Our special dinner has the following courses: red wine, as appetizer; French bread slices with garlic butter, which go with our main course; chicken and mushroom cannelloni, and spinach and ricotta cannelloni, as our main course; tamarind juice, as the drink; and chocolate mousse, as our dessert.

Now, to prepare our dinner, previously, we should have bought the following ingredients:
*1 bottle of wine
*French bread (baguette), preferably garlic butter.
*For the spinach and ricotta cannelloni:

pasta for lasagne
½ pound of cottage cheese (ricotta)
1 pound spinach
butter
nutmeg
salt
parmesan or mozzarella cheese streaked
béchamel sauce:
4 tablespoons flour
2 cups milk
salt and pepper
*For the chicken and mushroom cannelloni:
pasta for lasagne
1 large chicken breast
1 pound mushrooms
butter
parmesan or mozzarella cheese streaked
Neapolitan sauce:
10 tomatoes
2 bay leaves
paprika
thyme
salt and pepper
a pinch of sugar
2 tablespoons flour
½ cup milk
*For the tamarind juice:
200 grams tamarind pulp
3 tablespoons fresh ginger
2 lemons
1 ½ litres water
honey to taste
mint leaves
*For the chocolate mousse:
125 grams of chocolate
a dash of milk
3 egg yolks
4 egg whites
3 tablespoons sugar
75 grams of butter
a pinch of salt
orange juice
mint leaves
brandy

We are going to need one bottle of red wine, 2 wine glasses. Wine will be served at the beginning of the dinner to whet the appetite, and the wine glasses could be refilled during dinner.

We have to buy the French bread in advance, it would be better if we can get a fresh baguette. In addition, we will need the garlic butter, if it is not available, normal butter would be ok. A couple of minutes before serving the dinner we put the bread into the oven, just for warm and toast it a little bit. Then, we slice the bread and spread the butter on it. We serve the slices of bread with butter on a tray in the middle of the table to be ingested in the course of dinner.

We are going to prepare cannelloni with two different stuffing, one with chicken and mushrooms, and the other one with spinach and ricotta. To arm the cannelloni, we have to buy pasta for lasagne in advance. We have to begin to prepare everything 1 hour or 1hour and a half before the time we are going to serve the dinner, so that everything will be perfect and we can have enough time to set the table. To cook the pasta, we need a large pot (for the pasta has enough space and does not break), plenty of water, salt to taste and oil (to prevent sticking). This step is going to take about 10 to 15 minutes. To prepare the spinach and ricotta stuffing; first we cut the spinach into thin strips; we fry it with butter, nutmeg and a pinch of salt. We let it cool to incorporate the cottage cheese. For the sauce, we can make a homemade white sauce in a small pot over low heat with 4 tablespoons of flour dissolved in 2 cups milk, salt and pepper; mixing it according to how thick we want it and stirring often so it does not stick or burn. On the other hand, we can buy a base of béchamel sauce to dissolve in milk. To prepare the chicken and mushrooms stuffing, we cook a chicken breast in salted water; once the chicken is cooked, we crumbled it. Then, we take the mushrooms, slice them, and fry them in butter with a pinch of salt; when they are ready, we mix them with the shredded chicken. For the sauce, we peel the tomatoes, chop them and put them in the blender, adding salt, pepper, bay leaf, a little bit of paprika, thyme and a pinch of sugar (to prevent the acid from the tomatoes). Once liquefied the tomatoes with the other ingredients, we pour the mixture in a small pot over low heat, and, slowly, we incorporate 2 tablespoons of flour dissolved in half cup of milk to thicken the sauce, stirring frequently to prevent sticking or burning. Alternatively, we can buy Neapolitan sauce and dissolve in milk.
We already have cooked the pasta, and have prepared the two different stuffing and the two respective sauces. On a plate, a cutting board or any flat surface (obviously clean), we extend a lamina (noodle) of pasta for lasagne, we take the spinach with cottage cheese stuffing and forming a kind of ball with it, we place it on the noodle, then we roll up this, arming the cannelloni. We extend another noodle; we take the stuffing of chicken and mushrooms and moisten it slightly with Neapolitan sauce and with this, we made the roll, as with the spinach one. Therefore, we proceed to arm or assemble the rest cannelloni. Previously, we had grease two refractory with butter and in they we are going to place each cannelloni, side by side. When refractory is full we pour the sauce in the corresponding refractory, the béchamel sauce for the spinach and cottage cheese cannelloni, and the Neapolitan sauce for the chicken and mushrooms cannelloni. Then, we top each refractory with grated Parmesan or mozzarella cheese streak and put into the oven at 350 to 400 centigrade degrees. When the cheese over cannelloni it begins to gild they are ready to serve and enjoy.

To prepare the juice, we add to the liquidizer ½ litre of water, the tamarind pulp, the ginger, the lemons, and the honey, we liquidize all for a couple of minutes. Then, we dilute it in a jar with 1 litre of water, adding the mint leaves to it. Finally, we put the juice in the fridge to keep it cold. If we are going to serve immediately, we add a few ice cubes.

To prepare the chocolate mousse, first, in water bath or microwave, we put to melt the chocolate with the butter, when it is melted; we add a dash of milk and a dash of brandy to it. Then, we separate the whites from the yolks. In a different bowl, we mix well the yolks with the sugar. Now, we add to it, the chocolate mixture, a half-orange juice, and we stir everything well. In another bowl, we beat the egg whites until stiff, adding a pinch of salt. Once the chocolate mixture is cold, we incorporate the egg whites until stiff, very gently and slowly, careful not to break the foam, slowly caressing the mix, ensuring it gains a monotone aspect. Finally, we pour the mousse into individual containers and put them in the fridge, they must be there at least 2 hours before serving at the table. Before serving, we decorate them with fresh mint leaves.

Now that everything is ready, just make sure all is well served and with their correspondents cutlery. We cannot describe what it feels to eat the whole dinner, just as any unique experience in life; we recommend you to try to cook it, since it is not as hard as it may look. Now, the most delicious food you eat is that you share with those you love the most, why not giving a surprise to them by giving something that will never change in time; not the taste of the dinner, but the sweet memories that remain in our hearts, even in the last days of our life.

COSMOLOGÍA.

COSMOLOGÍA.

COSMOLOGÍA MODERNA. Platón y Aristóteles. Galileo. La naturaleza está escrita en lenguaje matemático. La ley de la inercia. En el “vacío” dos cuerpos, independiente de su naturaleza, que parten del mismo punto, con velocidad cero caen al mismo tiempo, llegando al piso con la misma velocidad y pasan al mismo tiempo por todas las velocidades intermedias. Aceleración constante. 1609 Invención del telescopio. Carta de Jacques Badovere desde Holanda El 7 de enero de 1610 descubre 4 lunas de Júpiter: Calixto, Europa, Ganímedes, Io y las fases de Venus Publica en Florencia el Sidereus Nuncius. Sir Isaac Newton. 4 de enero 1643-31 de marzo 1727. Ley de caída de los cuerpos de Galileo y leyes de Kepler. Estrellas fijas. Universo estacionario ¿Cómo es posible? La óptica. Empédocles y Euclides escribieron tratados sobre la luz. Propagación rectilínea, reflexión y refracción. René Descartes: Luz ondas de presión, en el éter. Newton: Anillos de luz. Teoría de partículas que siguen las leyes de la mecánica. Huygens, Young, Fresnell (1818) La luz como fenómeno ondulatorio. Medio de propagación: Éter Lumínico. Maxwell: La luz son ondas electromagnéticas. Se propagan en el vacío a velocidad C=300.000km/s. 1905 Einstein el Éter desaparece. 1905 Sobre la electrodinámica de los cuerpos en movimiento. Postulados: Principio de relatividad. La velocidad de la luz en el vacío es independiente de la fuente y el observador. Relatividad del espacio y el tiempo Equivalencia Masa-Energía. Einstein 1911. E=mc2. Equivalencia entre masa inercial y masa gravitacional. Un campo gravitacional desvía la luz. a=2Gm/roc2. Ley de gravitación universal. Incompatible con los postulados de la teoría especial de la relatividad. Einstein 1915: Teoría General de la Relatividad. Principio de equivalencia. Los cuerpos en caída libre siguen líneas “rectas” Geodésicas. La materia determina la geometría del espacio-tiempo. Einstein 1916 Cosmología. Einstein busca resolver el problema planteado por Newton: ¿Porqué el universo es estático (estrellas fijas)? Principio cosmológico: El universo es isotrópico y homogéneo G=T(materia-energía).No encuentra solución estática. Einstein. G+Constante=T(materia). Constante Cosmológica. Permitía una solución estática. Robertson y Walker. La solución estática de Einstein no es matemáticamente aceptable. Las soluciones estables de las ecuaciones de Einstein, con o sin constante cosmológica son dinámicas. El gran debate. Herschel: universos isla de Kant vs. Shapley: Una sola galaxia. En 1924 Hubble le escribe a Shapley sobre una variable Cefeida en Andrómeda. El universo está conformado por galaxias. Vesto Slipher en el observatorio de Percival Lowell estudia las nebulosas espirales y encuentra un persistente corrimiento al rojo de sus espectros, pero no encuentra explicación. Georges Lamaitre en 1927 relación de corrimiento al rojo en un universo en expansión. Se hablaba del átomo primordial y el gran ruido. Fred Hoyle contradictor de esta teoría la llama “Big Bang”. 1929 Efecto Doppler. Ley de Hubble. V = Ho D. Universo dinámico, como lo establecían las ecuaciones de Einstein. El modelo estándar de la cosmología. Gamow 1948: Necleosíntesis, predice la radiación cósmica de fondo. Penzias y Willson 1964: RCF ¿Cómo surgió la estructura en gran escala del universo? Modelo estándar de de la cosmología antes de 1980. Problemas: ¿Por qué el universo es homogéneo? ¿Por qué el universo es plano? (densidad de materia = densidad crítica) ¿Por qué no se observan monopolos magnéticos? Allan Guth 1980: Universo inflacionario. Densidad del universo = densidad crítica. La inflación explica la generación de estructura en un universo homogéneo. La inflación predice las fluctuaciones de la radiación cósmica de fondo. Densidad del universo observada = 0.05 veces la densidad crítica. Necesidad de la materia oscura. Historia de la materia oscura. Jeans Jeans y Jacobus Kapteyn 1922: Reportaron masa (estrellas negras) en el disco de la Vía Láctea. Fritz Zwicky 1933: postula DUNKLE MATERIE para mantener la estabilidad de los Cúmulos galácticos (COMA velocidad radial de dispersión de 1000km/s) En la década de los 70. Materia oscura. Densidad de materia = 0.23 Lentes gravitacionales. Dinámica galáctica. Energía Oscura. Historia. Einstein 1915 introduce la constante cosmológica Λ para obtener un universo estático. Einstein en carta a Besso le comenta “Puesto que el universo es único, no hay diferencia esencial entre considerar Λ como una constante la cual es peculiar a una ley de la naturaleza, o considerarla como una constante de integración” Einstein 1930 desaparece la constante cosmológica: el universo se expande. Λ entra definitivamente en la astronomía observacional como la clave para explicar la expansión acelerada del universo. Modelo estándar de la cosmología después de 1980. En t=0 Big Bang. En t=10 -35 Segundos Inflación. t=3 minutos nucleosíntesis. Universo en expansión desacelerada. ¿Energía y materia oscura? Quintaesencia. Constante cosmológica variable en el tiempo. Universos membrana, Cuerdas, materia exótica. Los telescopios del pasado, presente y futuro: Galileo, Hubble, Chandra R-X, Spitzer, Herschel, Planck, James-Webb 2013, Magic de R-Gama, Telescopio lunar.

LOS TRES PRIMEROS MINUTOS DEL UNIVERSO.

LOS TRES PRIMEROS MINUTOS DEL UNIVERSO.

Edwin Hubble- Universo en Expansión. En 1929 Edwin Hubble descubrió que las galaxias se expanden entre sí con una velocidad que es proporcional a la distancia relativa entre ellas. Abundancia de elementos ligeros. Nucleosíntesis en el Universo temprano. Los núcleos de los elementos más pesados se crean a partir de la fusión de los núcleos de elementos más ligeros, lo cual sucede en la evolución cosmológica tres primeros minutos después del Big- Bang. En particular se predice una abundancia del 24 % de Helio en la materia ordinaria, lo cual coincide con las observaciones. Radiación Cósmica de Fondo. Universo temprano muy caliente se fue enfriando con su expansión. El Universo es un cuerpo negro perfecto. Descubrimiento de la radiación cósmica de fondo Robert Wilson y Arnold Penzias en los Laboratorios de la Bell Telephone (1965). Radiación predicha por George Gamow en 1948. Estructura a gran escala de Universo. Modelo estándar cosmológico. Soportado en:*Expansión del Universo (Alexander Friedmann 1922- George Lemaître 1930): confirmada por WMAP en 2002 con valor de 22 Km/seg por cada millón de año luz de distancia. *Edad finita del Universo (Friedman 1922- Lemaître 1930): estimada por WMAP en 2002, para una edad de 13600 (300) millones de años. *Radiación Cósmica de Fondo (George Gamow 1948): confirmada por COBE en 1990, midió temperatura del universo de 2.725 (1) K. *Abundancia de elementos ligeros (George Gamow 1946): medido en espectros estelares 75% H, 24 % He, De, Li. Anisotropía de la Radiación Cósmica de Fondo. Cosmic Background Explorer (COBE 1992). Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP 2002). Modelo estándar cosmológico. Problemas no explicados antes de 1981. *Problema de planitud. *Problema de horizonte. *Problema de reliquias. Estos problemas fueron resueltos con la introducción de una. Etapa Inflacionaria del Universo (Alan Guth 1981) *El Universo se expande exponencialmente en un lapso de tiempo muy pequeño y cercano al Big Bang. *La expansión es dominada por la densidad de energía del vacío. *Se puede entender origen de estructura a gran escala. *Se explica anisotropía de la Radiación Cósmica de Fondo. Principales etapas de la evolución cosmológica. Principales etapas durante los tres primeros minutos del Universo. Otros aspectos que se pueden considerar: Transiciones de Fase Cosmológicas - Propagación de partículas en el plasma primordial. Anisotropía de la Radiación Cósmica de Fondo. Satélite Planck: Fue lanzado el 14 de mayo de 2009. Resolución de hasta 0.00001 K y diez veces más resolución angular que WMAP. Existencia de la antimateria. 1928 (1930) Paul Dirac. Formulación de la teoría relativista del electrón. Predicción de la existencia del positrón. 1931 Cámara de burbujas Creación de par electrón-positrón. Carl David Anderson. Descubrimiento del positrón. 1935 Descubrimiento del muón en experimento de rayos cósmicos. Electrodinámica Cuántica. Década de los cincuenta, Siglo XX. Sin-Itiro Tomonaga, Julian Swinger y Richard Feynman. Formulación de la teoría cuántica relativista del electromagnetismo (Electrodinámica Cuántica). Usan: Teoría Cuántica de Campos, Simetría U(1) electromagnética y Principio gauge. Modelo Estándar Electrodébil. Década de los sesenta, Siglo XX. Sheldon Glashow, Steven Weinberg y Abdus Salam. Formulación del modelo estándar de unificación de las INTERACCIONES NUCLEAR DÉBIL Y ELECTROMAGNÉTICA (MEE). Usan: Teoría Cuántica de Campos, Simetría SU (2) x U(1), Principio gauge y mecanismo de Higgs. Cromodinámica Cuántica. Década de los setenta, Siglo XX. David Gross, David Politzer y Frank Wilczek. Descubrimiento de la libertad asintótica en la teoría de la interacción fuerte, es decir en la Cromodinámica Cuántica, teoría gauge de la interacción fuerte entre quarks y gluones basada en la simetría SU (3) del color. Oscilaciones de Neutrinos. 2001 SuperKamiokande: laboratorio en mina a 1 Km de profundidad, Hidu, Gizu (Japón). 50 Mil Toneladas de agua. Neutrino capturado= emisión de radiación de Cherenkov. Neutrinos masivos. Gran detector en el laboratorio de Gran Sasso, en Italia (cerca de Roma), donde se reciben neutrinos generados en el CERN a unos 730 Km. Búsqueda de algunas respuestas: GRAN COLISIONAOR DE HADRONES (LHC). Conclusiones: Etapa dorada de la cosmología. Satélite Planck es el LHC de la cosmología. Muchos problemas por resolver. La física del plasma primordial del Universo en los tres primeros minutos un reto para la física. Imposibilidad de validar experimentalmente modelos de altas energías a la escala de Planck.

LA RADIACIÓN CÓSMICA DE FONDO.

LA RADIACIÓN CÓSMICA DE FONDO.

Actores del drama (1915 - 1930)
Albert Einstein. El astrónomo Holandés Willem de Sitter. El matemático y meteorólogo ruso Alexandre Friedman. El sacerdote Belga Georges Lemaitre.
Composición química de las estrellas Hidrógeno(75%) deuterio Helio(25%) Litio
George Gamow, gracias a él la física nuclear y la cosmología empiezan a trabajar juntos y el Big Bang comienza a tomarse en serio.
La propuesta de Gamow, Alpher, y Herman: Universo en el pasado: sopa de partículas caliente y densa. A un tiempo t = 380,000 años el universo primigenio pasó de ser un plasma opaco a un medio donde la luz se propaga libremente comienza el proceso de condensación de materia (inestabilidad gravitacional).
Descubrimiento de la Radiación Cósmica de Fondo (RCF) Penzias y Wilson 1965
Satélite COBE -- Explorador del fondo cósmico. Radiómetro a bordo del COBE. Frecuencias: 31,5 GHz (9,5 mm). 53 (5,7). 90 (3,3). Antenas cónicas (diferenciales) a bordo de COBE para captar la RCF.
Proyecto GEM del Observatorio Astronómico Nacional en Villa de Leyva Colombia.
Sonda espacial Wilkinson (WMAP)
Predicción de anisotropías por Andrei Sakharov 1965. Las mediciones del espectro angular de potencia determinan los parámetros del modelo cosmológico.
Parámetros cosmológicos.
¿De que esta hecho el universo?
Hoy: Energía oscura 72%. Materia oscura 23%. Átomos 4.6%.
Hace 13.7 billones de años: Materia oscura 63%. Fotones 15%. Átomos 12%. Neutrinos 10%.

Astronomía en la Próxima Década: Del Hubble al Telescopio Espacial James Webb.

Astronomía en la Próxima Década: Del Hubble al Telescopio Espacial James Webb.

¿Qué es un telescopio espacial? Un telescopio espacial es un satélite provisto con un sistema óptico, instrumentos de medición, electrónica y comunicaciones, capaz de hacer observaciones astronómicas, dirigido remotamente. Hoy en día, los telescopios espaciales son construidos por consorcios entre naciones. Ejemplos: Hubble, Spitzer, Herschel, Spitzer. ¿Por qué lanzar un telescopio al espacio? Absorción Atmosférica. Resolución. Aislamiento térmico. ¿El costo de hacerlo? Construir, Lanzar y operar el Telescopio Espacial James Webb costará 4500 millones de dólares. Con esta cantidad se podría mantener a aproximadamente 500 mil familias en Colombia durante 1 año. ¿Cómo se gana en astronomía? Mejora en la sensibilidad con respecto al ojo. El Telescopio Espacial Hubble Hoy. Nuevos instrumentos: - WFC3 – COS. Actualizado, óptica. El Hubble nos enseño: Supernovas distantes, de que esta hecho el universo, Evolución galáctica y la historia de la formación estelar en el universo, Agujeros negros supermasivos en el centro de las galaxias, planetas extrasolares. El telescopio espacial Herschel de la Agencia espacial Europea. Herschel ha sido lanzado al espacio. Mayo 14 de 2009. 1.5 millones de kilómetros de la Tierra. Tiempo mínimo de operación: 3 años. Bajas temperaturas. Infrarrojo lejano. Algunos datos: Longitudes de onda de operación: 55 a 673 micrómetros. 3 instrumentos: PACS, SPIRE, HIFI. Cada instrumento está diseñado para estudiar el gas y polvo interestelar, a diferentes temperaturas y estados. Un coloso frio en el espacio: James Webb Space Telescope. La sensibilidad otra vez. Grandes telescopios con detectores muy sensibles en el espacio. James Webb Space Telescope: Espejo de 6.6m. Lanzamiento en 2014 hacia L2 en un cohete Ariane 5. Sucesor del Hubble y del Spitzer. La óptica será desplegada en el espacio. Enfriamiento pasivo a < 50K. Nombrado en honor del 2do administrador de NASA. Proyecto conjunto de NASA + ESA + CSA. Lead: Goddard Space Flight Center. Operationes: STScI. Instrumentos (0.6-28 micrones): Near-Infrared Camera (Un. Arizona & Lockheed-Martin). Near-Infrared Multi-Object Spectrograph (ESA and NASA-GSFC). Tunable Filter Imager (CSA). Mid-Infrared Instrument (ESA and NASA-JPL). ¿Por qué el infrarrojo? Estados fríos de la materia. Exploración del Universo escondido. Acceso a líneas espectrales. El Universo Temprano.
El Final de la Era Oscura: primera luz y reionización, identificar las primeras fuentes luminosas que se formaron y determinar la historia de ionización del Universo. Las primeras galaxias. Pequeñas y opacas. Su luz se ha corrido hacia el infrarrojo. Conformadas por estrellas masivas de baja metalicidad. Observaciones: SNe! GRBs! Campo ultra-profundo en el IR. Espectroscopía en el IR.
El Ensamblaje de las Galaxias, determinar cómo han evolucionado las galaxias y la materia oscura, gas, estrellas, estructuras morfológicas y núcleos activos en su interior desde la época de reionización hasta el presente. ¿Dónde y cuándo se formó la sequencia de Hubble? ¿Cómo se formaron los elementos pesados? El ensamblaje de galaxias es un proceso de colisiones gravitacionales. Los componentes de las galaxias son variados en edad y composición. Observaciones: Imágenes de NIRCam. Espectros de miles de galaxias. El Nacimiento de Estrellas y Sistemas Protoplanetarios, revelar el nacimiento y evolución temprana de las estrellas desde el colapso inicial, pasando por las protoestrellas rodeadas de polvo, hasta el inicio de sistemas planetarios. ¿Cómo colapsa una nube protoestelar? Las estrellas se forman en pequeñas regiones que colapsan gravitacionalmente al interior de grandes nubes moleculares. En el infrarrojo, podemos observar a través de éstas densas nubes de gas y polvo. Las jóvenes estrellas comienzan a brillar dentro de éstas nubes, y revelan una estructura en densidad y temperatura. Observaciones: Imágenes profundas en el IR cercano y lejano de nubes moleculares y protoestrellas. ¿Cuál es la relación entre el medio ambiente y el proceso de formación estelar? Las estrellas masivas producen vientos y radiación. Esto puede detener o instigar la formación de otras estrellas. La separación entre pequeñas enanas marrones y planetas gigantes no está bien definida. ¿Procesos diferentes? ¿Continuo? Observaciones: Catálogo de nubes densas y zonas de formación estelar. Sistemas Planetarios y el Origen de la Vida, determinar las propiedades físicas y químicas de los sistemas planetarios, incluido el nuestro, e investigar el potencial para el origen de la vida en éstos sistemas. ¿Cómo se forma un planeta? Planetas gigantes podrían ser una señal del proceso que produce planetas como la Tierra. El disco primordial del Sistema Solar se encuentra ahora en planetas, lunas, asteroides y cometas. Observaciones: Coronagrafía de exoplanetas. Tránsitos. Comparar el espectro de cometas y discos circumestelares.

FORMACIÓN DE ESTRUCTURA (A GRAN ESCALA) EN EL UNIVERSO.

FORMACIÓN DE ESTRUCTURA (A GRAN ESCALA) EN EL UNIVERSO.

Origen, creación, caos, orden, percepción, observación.
Galileo 1609.
Tycho Brahe (1600)
Sol, gas, gravedad, reacciones nucleares, nebulosa del águila, estrellas, gas, polvo, nuestra galaxia, la Vía Láctea, Andrómeda, M87, Leo T.
Estrellas, gas, polvo + materia oscura, caparazón, contenedor, halo, distribución espacial, distancias mayores.
Sí hay estructura. Mirando hacia el pasado, lente gravitacional, mirando hasta donde podemos, la huella del Big Bang, radiación cósmica de fondo, el enigma esta propuesto.
Nivel 0. Expansión del Universo. Lemaitre y Einstein (1930) materia y energía, tratamiento analítico.
Nivel 1. Materia oscura, casi homogénea, gravedad, experimento analógico bidimensional, experimento numérico tridimensional, inestabilidad gravitacional, acercamiento,
Nivel 2. Materia oscura + algo de gas, hidrodinámica (+ procesos radiactivos), ¿y las estrellas?
Nivel 3. Formación estelar (fenomenología).
0.+ 1.+ 2.+ 3. Estructura a gran escala. ¿La receta? Materia oscura, perturbaciones iniciales, inestabilidad gravitacional.

FORMACIÓN DE ESTRUCTURA A NIVEL GALÁCTICO.

FORMACIÓN DE ESTRUCTURA A NIVEL GALÁCTICO.

Galaxias. ¿Que son las galaxias? Muchas estrellas ~10(7) - ~10(12). La Vía Láctea tiene:~10(11). Enormes cantidades de gas y polvo interestelar. Pueden encontrarse bajo la influencia de otras galaxias. Propiedades de las Galaxias. Numero de estrellas en la galaxia. Morfología. Población estelar. Contenido de gas. Actividad del núcleo. Ambiente local. Tiempo de observación. Diagrama de Hubble. Esquema de clasificación de galaxias. elípticas, espirales, irregulares. ¿Por qué existen diferentes luminosidades, formas, tamaños, etc.? ¿Por qué las galaxias presentan las distribuciones observadas, respecto a sus propiedades? ¿Por qué se observan correlaciones entre sus propiedades intrínsecas? Galaxias y Cosmología. Brillantes = Observables. Galaxias formadas por estrellas. Abundancia = trazar las F&E de estructura. Composición de las galaxias: estrellas, gas, polvo interestelar, materia oscura. Formación de Estrellas. Las estrellas se forman dentro de “nubes moleculares”. Estas regiones son sumamente frías (T~10−20K) Baja temperatura = altas densidades. Cuando el gas alcanza una cierta densidad, se forman las estrellas. Las regiones son densas = opacas a la luz visible = Nebulosas oscuras. Se debe usar IR y Radio. Formación de Estrellas y Población Estelar ¿Cuando se forman estrellas a gran escala en una galaxia? ¿Procesos principales que llevan a la formación estelar? ¿Tasa a la que se pueden formar estrellas en una nube de gas? ¿Eficiencia para convertir gas frio en estrellas? ¿Distribución de masa de las estrellas al nacer? Formación de Estrellas Individuales. Formación de nubes de gas. Enfriamiento y colapso = nubes moleculares y “grumos”. Formación de núcleos de alta densidad (p. disipativos). Colapso = protoestrellas. Complicaciones: Discos, estrellas binarias y cúmulos de estrellas. Galaxias de disco, Descomposición en disco y esferoide. Galaxias barradas. Brazos espiral. Contenido de Gas. Hidrogeno neutro (HI) e Hidrogeno molecular (H_2). ~5% en Sa y ~25% en Sb-c. En general la distribución de HI es mucho más extendida que la del H_2. Curvas de rotación. Formación de galaxias de Disco. Colapso disipativo de una nube de gas con rotación inicial = enfriamiento efectivo = menor energía posible, conservando el momentum angular. El estado preferido es un disco rotante. Colapso Monolítico o Acreción Continua. ¿Cómo colapsa una nube protogaláctica para formar un disco gaseoso? 1. Eggen, Lynden-Bell & Sandage (1962): colapso monolítico de una nube fría, casi esférica y con algún momentum angular inicial. Escala de tiempo corta para la formación de un disco galáctico. 2. Searle (1977): Acreción continua y mezcla de acumulaciones de gas. A medida que el gas acretado fluye hacia adentro se disipa y aumenta su rotación. Estos dos escenarios tan solo proponen dos tipos de condiciones iniciales que pueden conducir a la formación de de discos. Ninguno de los dos explica las condiciones iniciales requeridas. En cosmogonías jerárquicas (CDM): proceso de acreción y mezcla. Las galaxias se forman en halos de materia oscura = relación disco-halo. Galaxias elípticas. Propiedades Cinemáticas: Las grandes elípticas no están soportadas por rotación, sino por movimientos aleatorios. Contenido de Gas y Población de Estrellas: Poco gas frío y polvo, pero con halos extendidos de gas caliente. Poca formación de estrellas actualmente. Gigantes: principalmente estrellas viejas (población II). La mayoría de las estrellas se formaron en etapas tempranas. Formación de Galaxias Elípticas: El colapso de un sistema de N cuerpos con una configuración fría y grumosa, generalmente lleva a la formación de remanentes tipo elíptico = galaxias elípticas. Tres posibilidades: 1 Colapso de una gran masa de gas. 2 Mezcla de dos galaxias de disco de masas comparables. 3 Secuencia de mezclas de galaxias con masas mucho menores que la elíptica remanente. Colapso monolítico: Larson (1969): Las galaxias elípticas y los esferoides se formaron en alguna época temprana a través del colapso disipativo de nubes de gas y evolucionaron solo pasivamente desde entonces. Motivación: Las galaxias elípticas aparecen como sistemas estelares bien desarrollados con poblaciones de estrellas viejas. Simulaciones numéricas: La nube inicial debe ser muy grumosa, tal que el gas se enfría rápidamente y produce estrellas en sub-acumulaciones antes que el sistema colapse. La nube debe tener relativamente poco momentum angular. Problemas: No está basado en condiciones iniciales bien motivadas. Escenario de Mezclas Toomre (1977): Las estrellas se forman en discos galácticos y todas las galaxias elípticas se forman por la combinación de discos estelares. Motivación: 1 La actividad de formación de estrellas en el universo local. 2 Se dan combinaciones de galaxias en el universo local. 3 Simulaciones numéricas muestran que las combinaciones de dos discos estelares pueden producir galaxias con propiedades similares a las elípticas actuales. Problemas: 1 Los remanentes son demasiado alargados para dar cuenta de E0, E1 y E2. 2 El remanente de la combinación presenta un núcleo mucho más grande que los observados en galaxias elípticas. Solución: 1 Los progenitores tienen esferoides. 2 Múltiples combinaciones. 3 Los progenitores contienen gas. Un colapso monolítico no es necesario para explicar que las galaxias tienen estrellas viejas, ya que las estrellas se pudieron haber formado antes de formar la galaxia final. El colapso monolítico es el modelo más sencillo posible. Interacción de Galaxias. Modelos jerárquicos = muchas mezclas. Colas de marea, destrucción, mezclas, starbursts ¿Cuando y donde es más probable que se den? Propiedades de los remanentes. Interacción de Marea. Cuando un sistema extendido (galaxia) se mueve en el potencial gravitacional de otro objeto el sistema experimenta una fuerza de marea que tiende a desmembrar al sistema. Colas de Marea. La fuerza de marea involucrada en encuentros cercanos entre galaxias rotantes pueden expulsar estrellas en trayectorias en forma de arco, formando colas de marea. Fricción dinámica. Cuando un objeto se mueve a lo largo de un mar de partículas, este acelera las partículas que lo rodean, produciendo una fuerza de fricción (viscosidad) neta sobre el objeto. Mezclas de Galaxias. ¿Qué tipos de encuentros entre galaxias terminan en la mezcla de ´estas? Colisión de galaxias. Starbursts. En muchas ocasiones las galaxias que se mezclan contienen gas. Se cree que muchos starbursts se producen por interacción entre galaxias.

La Muerte de las Estrellas y el Nacimiento de los Agujeros Negros.

La Muerte de las Estrellas y el Nacimiento de los Agujeros Negros.

Relatividad General. La materia curva el espacio-tiempo y la curvatura del espacio-tiempo le dice a la materia como moverse. Curvatura del espacio-tiempo. De acuerdo con la Relatividad General, el espacio-tiempo se curva por la presencia de cuerpos con masa. La curvatura es una medida de la gravedad. Cerca de un objeto con masa el espacio-tiempo es curvo y por ello los objetos no se mueven en línea recta. Trayectoria de partículas. Órbita no acotada, órbita elíptica y órbita circular. Campo gravitacional producido por la estrella, la superficie de la estrella es finita y medible. Campo gravitacional de un agujero negro, el horizonte de eventos es infinito. Estructura del agujero negro. Singularidad, Horizonte de eventos.
Los agujeros negros se dividen en tres grandes clases: 1. Los agujeros negros de masas estelares (entre 5 y 20 masas solares) Resultan de la explosión supernova de una estrella. 2. Los agujeros negros de masas intermedias (cientos o miles de masas solares). Recientemente descubiertos. Y 3. Los agujeros negros súper-masivos (galaxias activas) con millones de masas solares. Se encuentran en el centro de algunas galaxias.
Agujeros negros estelares. Colapso gravitacional. En las estrellas existe un equilibrio entre el colapso gravitacional y el proceso nuclear en su interior. El proceso nuclear convierte Hidrogeno en Helio. Al disminuir la cantidad de Hidrogeno, el colapso gravitacional comprime la estrella aumentando su temperatura y permitiendo la creación de otros elementos. Cuando la estrella tiene muchas capas, el proceso nuclear comienza a detenerse y el colapso gravitacional comprime la estrella. El final de este colapso depende de la masa inicial de la estrella. Colapso final de una estrella. La presión de degeneración de electrones puede soportar una estrella con masa de hasta 1.4 masas solares contra su propio peso (límite de Chandrasekhar). Este tipo de estrellas terminan su vida convirtiéndose en enanas blancas. Los electrones no pueden tener el mismo estado cuántico, es el principio de exclusión. Estrellas con una masa mayor continúan su colapso, venciendo la degeneración de electrones. Cuando la estrella alcanza un tamaño del orden de los cientos de metros los electrones y los protones están tan juntos que se combinan para formar neutrones y neutrinos. Eventualmente, el colapso se detiene debido a la presión de degeneración de neutrones. La estrella se ha convertido en una estrella de neutrones. Oppenheimer y Volkoff mostraron que para estrellas con más de 3 masas solares, la presión de degeneración de neutrones no puede soportar el colapso. Supernovas. Cuando se supera la degeneración de electrones y los electrones y protones se combinan para formar neutrones, la estrella puede colapsar rápidamente (ya que la degeneración de neutrones se da cuando el confinamiento es de aprox. 1000 veces mayor que para la degeneración de electrones). El núcleo colapsa, pero las capas externas “rebotan” de este núcleo, explotando con gran violencia. Si el núcleo tiene una circunferencia del orden de 10000km, se forman los neutrones. 1.2 segundos después con una circunferencia del orden de 70 km., la degeneración de neutrones detiene el colapso. Las capas superiores siguen moviéndose con velocidades relativistas para encontrarse con un núcleo ultra denso y rebotar. El material que rebota hace que las capas más externas exploten. Esta explosión es la Supernova. En el centro queda el remanente (estrella de neutrones).
Detección, ¿Cómo observar un agujero negro? Efecto de lente gravitacional, este produce deformación de imágenes. Observando un agujero negro de masa estelar. Si un objeto compacto invisible es parte de un sistema binario, se puede estimar su masa a partir del periodo orbital y de la velocidad radial del compañero visible. Si la masa es superior a 3 masas solares, este se convierte en un candidato a agujero negro. Discos de Acreción en sistemas binarios. Las fuerzas de marea pueden despedazar a la compañera, creando un flujo de material hacia el agujero. Fuentes de rayos X fuertes Algunas veces: Oscilaciones cuasi periódicas. Algunas veces: Emisión de jets.
Características distintivas de un Agujero Negro: Observación de dos o más de las siguientes características: *Deflexión gravitacional de la luz (con una masa estimada suficiente) *Emisiones de rayos X y/o rayos gama (debido a un disco de acreción) *Movimiento orbital de una compañera visible o de una nube de gas *Observación directa de un disco de acreción.
Agujeros Negros Supermasivos. El proceso de formación de un agujero negro supermasivo es aún desconocido. Se especula que se forma debido a la atracción gravitacional de muchas estrellas individuales en el centro galáctico o por material que cae en un agujero negro estelar inicial. Jets de radio. Muchos de estos agujeros negros emiten jets compuestos principalmente por electrones y positrones. Estas partículas son aceleradas a velocidades de cerca de 0.9c. Las partículas se aceleran debido a la interacción con los campos magnéticos que rodean al agujero negro. La interacción del material con el campo magnético produce además emisión en radio.
Sagitario A*. El centro de la Vía Láctea está oculto por polvo, por lo que no puede observarse en visible. Sin embargo es brillante en infrarrojo, radio y rayos X fuertes. Sagitario A es la fuente más brillante en radio en la constelación de Sagitario (descubierto en 1933). Sagitario A* es una fuente de radio pequeña que se ubica en el centro de la galaxia y que emite en rayos X (Chandra). El centro de nuestra galaxia es uno de los principales candidatos a agujero negro.

AGUJEROS NEGROS CUÁNTICOS.

AGUJEROS NEGROS CUÁNTICOS.

E=MC² Relatividad general. Las masas distorsionan la estructura causal del espacio-tiempo.
Representantes y Escuelas Relativistas: John Wheeler, Dennis Sciama, Albert Einstein, Stephen Hawking, Universidad de Cambridge, DAMTP.
Singularidades: Roger Penrose. Puede haber regiones del espacio-tiempo donde las leyes de la física se hunden, donde la materia y la energía e incluso el propio espacio-tiempo se destruyen.
Efecto Hawking. Mecánica cuántica. Sistema cuántico. Sistema Clásico.
Dios no juega a los dados con el universo. Dios sí juega a los dados y los lanza donde no se pueden ver.
Los agujeros negros son simples. Un agujero negro no tiene pelos: se sabe todo de un agujero negro si conocemos su masa, carga y momentum angular.
Entropía e información: Jacob Bekenstein.
Efectos cuánticos de la gravedad.
Paradoja de la información. Pérdida de información en el universo, con la evaporación de los agujeros negros, partes del universo estarían desapareciendo, la ciencia estaría perdiendo el tiempo, no sería posible predecir.
Confrontación entre dos interpretaciones del mundo: Stephen Hawking y Leonard Susskind.
La paradoja de la información de los agujeros negros. Hawking se rinde.

LAS GALAXIAS Y EL UNIVERSO.

LAS GALAXIAS Y EL UNIVERSO.

Cosmología de Aristóteles y Ptolomeo. El Universo Heliocéntrico. Cosmología Copernicana. Teoría de Newton. La manzana cayendo esta en órbita alrededor del centro de la tierra tal cual como la Luna. Newton muestra que las leyes del cielo y la tierra son las mismas. La Luna y la manzana se mueven siguiendo las mismas leyes. Las mismas leyes son validas en TODO el Universo. No hay privilegiados. Abre la puerta a una nueva visión capaz de predecir el futuro. Verificación: el descubrimiento de Neptuno. ¿De que esta hecho el Universo? Estrellas, planetas, gas y polvo; organizados en cúmulos de estrellas; en nebulosas; en galaxias. Pero mayoritariamente esta hecho de: materia oscura y energía oscura. El cielo nocturno es oscuro. Aun en las imágenes mas profundas el cielo es oscuro. Cosmología observacional a simple vista: La oscuridad del cielo nocturno nos sugiere que el UNIVERSO NO ES INFINITO. Puede ser finito (el Universo o las galaxias) en espacio y/o en tiempo. La luz que emiten los componentes del Universo: Estrellas, Gas y polvo (nebulosas), Cúmulos de estrellas, Galaxias. Existen diferentes tipos de estrellas: Grandes, Pequeñas, Rojas, Azules, Amarillas, Dobles (Binarias), Jóvenes, Viejas. ¿Qué es un cumulo de estrellas? Son estrellas formadas juntas al mismo tiempo. Estrellas posiblemente unidas gravitacionalmente. Hay dos clases de cúmulos: abierto (galáctico) y globular. Cúmulos abiertos: decenas de miles de estrellas; estrellas jóvenes, solo unos pocos millones de años de edad; pueden estar aun rodeadas por la nebulosa de donde se formaron; localizados en brazos espirales de la galaxia; ejemplo: las Pleiades. Cúmulos globulares: millones a cientos de millones de estrellas; estrellas viejas, de entre 6 y 13 billones de años; principalmente gigantes rojas o enanas; las estrellas están agrupadas muy juntas unas de otras, especialmente cerca del centro del cumulo (densamente); rodean el disco como un halo. ¿Qué es una nebulosa? Es una nube en el espacio. Hecha de gas ionizado y polvo. Pueden tener estrellas por dentro. La mayoría de las que nosotros vemos están por dentro de nuestra galaxia la Vía Láctea. Existen diferentes tipos: de Reflexión, Emisión, Absorción y Planetarias. ¿Qué es una galaxia? Un gran grupo de estrellas fuera de nuestra propia Vía Láctea; Conformada por billones a trillones de estrellas; También puede contener gas y polvo; Pueden ser de formas espirales, elípticas, o irregulares. Las Galaxias: vienen en diferentes tamaños: enanas, grandes y gigantes; vienen en diferentes formas y clasificaciones: espiral, elíptica, lenticular, irregular; Se ven en grupos y cúmulos. Galaxias Espirales: Tienen un disco plano, brazos espirales, una protuberancia central rodeada de un halo; algunas tienen un núcleo barrado; son bastante grandes (no hay espirales enanas); tienen montones de gas y polvo y las estrellas jóvenes en sus brazos, pero estrellas viejas y poco gas y polvo en sus halo central y núcleo. Nuestra Galaxia: La Vía Láctea: Tiene alrededor de 200 mil millones de estrellas y montones de gas y polvo; se piensa que es una espiral-barrada; tiene alrededor de 100 mil años luz de ancho; nuestro Sol está a mitad de camino del borde, girando a 200 km/s alrededor del centro de la galaxia; nuestro Sistema Solar tarda cerca de 200 millones de años para completar una órbita galáctica. Galaxias Elípticas: gama de forma entre esférica y elíptica; rango de tamaño entre enanas y gigantes; tienen muy poco gas y polvo; principalmente estrellas viejas; población estelar similar al núcleo de una galaxia espiral. Galaxias Lenticulares: Tienen un disco pero no brazos espirales; tienen poco o nada de gas o polvo. Galaxias Irregulares: cualquiera que no cuadre en las definiciones anteriores; usualmente tienen montones de gas y polvo y de estrellas jóvenes; pueden tener formas distorsionadas debido a la interacción con otra galaxia; tienden a ser la mayoría de galaxias enanas. La edad de las Galaxias: No es la dirección de la evolución, solo el promedio de edad del componente estelar. No se tiene aun una buena comprensión de la forma en que evolucionan las galaxias. Interacciones y colisiones: Ahora se piensa que los grupos y cúmulos de galaxias frecuentemente colisionan o chocan. La Vía Láctea se desplaza a unos 100 km/s hacia Andrómeda. Podemos chocar en alrededor 5 mil millones de años. Las estrellas no chocan. Se forman nuevas orbitas y montones de gas para formar nuevas estrellas. Grupos y Cúmulos Galácticos. Como nuestro Grupo Local, que incluye la Vía Láctea, Andrómeda y más de 30 galaxias pequeñas. Cientos de miles de galaxias, 60 millones de años luz de distancia del centro elíptico gigante. Supercúmulos: son agrupaciones de cúmulos. Tienen de 300 millones a mil millones de años luz de largo. Tienen de 100 a 300 millones de años luz de ancho. Y solo de 10 a 30 millones de años luz de espesor. La materia luminosa no es suficiente para doblar la luz de las galaxias distantes. La materia oscura es necesaria, de acuerdo con los estudios dinámicos de las galaxias individuales y los cúmulos de galaxias. Teoría del Big Bang (hace aprox.13.7 miles de millones de años): En 1915, Albert Einstein llego a la conclusión de que el Universo no podía ser estático, basado en su recientemente descubierta, teoría de la relatividad y añadiendo la constante cosmológica. Aleksandr Friedmann y Abbe George Lemaitre se acreditan con el desarrollo de los conceptos básicos del modelo del Big Bang, entre 1922 y 1927; sus cálculos sugieren que el universo se está expandiendo, no es estático. Años más tarde, Einstein llamó a su constante cosmológica el mayor error de su carrera. Expansión del Universo: En 1929, Edwin Hubble demostró que la mayoría de las galaxias se desplazan hacia el rojo (alejándose de nosotros), y que la velocidad de una galaxia es proporcional a su distancia (galaxias que están dos veces más lejos de nosotros se mueven dos veces más rápido) Pruebas de Hubble: efecto Cuando se observa el desplazamiento al rojo de galaxias, casi todas parecen estar alejándose de nosotros - el Universo se está expandiendo. Predicciones de la teoría del Big Bang: La abundancia de los elementos ligeros: H, He, Li. La teoría del Big Bang predice que estos elementos ligeros deberían haber sido fundidos de los protones y neutrones en los primeros minutos después del Big Bang. La radiación cósmica de fondo. El universo debe haber sido muy caliente. La radiación de fondo de microondas es el sobrante de calor remanente del Big Bang. Los 3 pilares del Big Bang: La expansión del Universo: Galaxias separándose, parecen haber estado todas juntas en un punto en el pasado. La radiación isotrópica de microondas de fondo. La abundancia de helio. Breve Historia del Universo: 10-43 segundos: la gravedad se separa de otras fuerzas. 10-35 a 10-32 segundos: las partículas fundamentales, los quarks y electrones. 10.6 segundos: se combinan los quarks en protones y neutrones. 1 segundo: Las fuerzas nucleares electromagnéticas y débiles son separadas. 3 minutos: los protones y los neutrones se combinan en los núcleos. Elementos Primordiales. 105 años: los electrones se unen a los núcleos para formar átomos; el Universo es transparente a la luz. 108 años hasta el presente: la materia colapsa en nubes, creando las galaxias y las estrellas. El contenido del Universo: De la masa-energía que componen nuestro Universo: 4% es materia ordinaria (de lo que nosotros y nuestro mundo estamos hechos). 23% es materia oscura. No se sabe de que está hecha. 73% es energía oscura. No se sabe de que está hecha. Un universo en aceleración: Algo está causando que la expansión del Universo se acelere. No se sabe lo que es, pero se le da el nombre de 'energía oscura', pero podría ser la constante cosmológica de Einstein. La aceleración se muestra en el universo actual, pero no era perceptible en el universo temprano.

LA MAGIA DE LAS REGIONES HII.

LA MAGIA DE LAS REGIONES HII.

Las Regiones HII son: Regiones de gas hidrógeno atómico muy tenue alrededor de estrellas jóvenes masivas y calientes, cuya radiación UV lo ioniza. El hidrógeno neutro se llama HI y el molecular H2. Al final de su vida, explosiones de supernovas y vientos de las estrellas masivas, expulsarán casi todo el gas, dejando un cúmulo estelar (como las Pleiades).
Las Regiones HII: Pueden estudiarse hasta grandes distancias del universo y ayudan a conocer la distancia y abundancia química de otras galaxias a partir de su “espectro”. En galaxias tipo Vía Láctea delinean los brazos espirales. Algunas, llamadas Regiones HII gigantes, contienen decenas de miles de estrellas muy jóvenes.
La magia de las regiones HII: Notar el característico color rojo debido al hidrógeno excitado/ionizado. Notar las asociaciones OB (cúmulos de estrellas) cuando se ven. Notar las columnas de polvo molecular que aparecen alineadas en dirección a las asociaciones OB.
Formación de estrellas: La Vía Láctea, nuestra galaxia, posee 200 mil millones de estrellas que aparecen, desde nuestra perspectiva, como una alargada y gigantesca estructura que se extiende en el cielo hasta alcanzar ambos confines del horizonte. Como toda galaxia espiral, presenta dos componentes principales: un disco muy delgado de cien mil años luz de diámetro, con un espesor que abarca tan sólo una centésima de este valor (es decir, mil años luz), y una protuberancia muy densa en el centro del disco, con forma esférica y llena de estrellas, el bulbo, que cubre una cuarta parte de su área total. Un diez por ciento de la masa galáctica se encuentra en forma gaseosa, formando nubes de diferentes tamaños y texturas, constituidas principalmente, como todo el Universo, por átomos de hidrógeno. La mayoría de las nubes se asientan en el disco, donde dan lugar a la formación de nuevas estrellas.

LENTES GRAVITACIONALES.

LENTES GRAVITACIONALES. “La atracción de la luz por la materia”

En 1804 el astrónomo, matemático y geodesta alemán, Johann Soldner, exploró por primera vez la desviación de la luz pasando muy cerca al Sol, y predijo que este ángulo era de 0,84 arcos de segundo. En 1911 Albert Einstein publicó un artículo titulado “Sobre la influencia de la gravedad en la propagación de la luz”, y aunque para ese momento no había desarrollado completamente la Teoría de la Relatividad, dedujo que el ángulo debía ser 0,83 arcseg. En 1914 se intentó medir el mencionado ángulo durante un eclipse de Sol en la península Rusa de Crimea, pero la primera guerra mundial impidió la misión. Mas Einstein desarrolló su TR antes de 1918 y predijo, esta vez correctamente, que el ángulo debía ser 1,74 arcseg, es decir el doble del anteriormente dicho. Para fortuna de Einstein, su teoría dio un paso decisivo cuando en 1919, durante un eclipse solar, Sir. Arthur Eddington confirmó este valor. Recientemente éste ángulo se ha medido con un error del 0,02%.
La Teoría de la Relatividad General postula Energía y Momento ⇔ Geometría. Esta relación toma forma en las denominadas: Ecuaciones de Campo de Einstein, las cuales rigen el comportamiento de la materia en un espacio-tiempo curvo (gravedad), y así mismo, la curvatura del espacio-tiempo debido a la presencia de una masa.
Subdisciplinas: *Multiplicidad de imágenes de Cuásars: La primera observación de un objeto lensado fue el cuásar doble Q0957+561, donde una masa súper gravitacional produce dos imágenes del mismo. ¿Pero cómo se sabe que son varias imágenes del mismo objeto?: Los espectros de varias imágenes parecen ser los mismos (idénticos). Los Redshifts (distancias) de las imágenes son idénticos. Existe un objeto entre las imágenes con un redshift mucho menor. Los flujos de las imágenes siguen curvas idénticas.*Microlensamiento de Cuásars: El paquete de luz que proviene de los Cuásars lensados cruza a través de nuevas galaxias o de sus halos, de modo que nuevas imágenes sean formadas. En este caso hoyos negros, estrellas, enanas marrón, incluso planetas actúan como lentes compactos o “microlentes”. El color da cuenta de la magnificación como función de la posición del Cuásar. *Anillos de Einstein: Si tanto la fuente como la lente son puntuales o tienen simetría esférica y reposan en la misma línea que los une al observador, se forma una imagen anular. *Arcos luminosos (Lensamiento Fuerte): Las galaxias también pueden ser lensadas gravitacionalmente. Sus imágenes pueden ser magnificadas, distorsionadas y fuertemente elongadas. El análisis de arcos gigantes en cúmulos de galaxias evidencian fuertemente la existencia de una misteriosa materia oscura dominante en los núcleos de los mismos. Los modelos de masa de cúmulos de galaxias son entonces una posibilidad de descripción cuantitativa del universo. *Lensamiento Débil: Se refiere a los efectos de la deflexión de la luz que no pueden ser medidos individualmente, sino más bien en un entorno estadístico. Además actúa en la línea de visión de todo el universo, por lo tanto cada trayectoria fotónica se verá afectada por todas las inhomogeneidades de materia. A partir de éste principio se puede reconstruir la distribución de masa que causa la distorsión. *Aspectos cosmológicos del Lensamiento Fuerte. *Microlensamiento Galáctico.
Entonces, se estudian los lentes gravitacionales porque: Es uno de los más grandes logros de la Teoría de la Relatividad General. Se destacan ilusiones ópticas fascinantes como multiplicidad de imágenes, magnificación y deformación de las mismas, entre otras. Es una herramienta poderosa para resolver diversos problemas astrofísicos, como se ve en las subdisciplinas anteriormente nombradas.

LAS DISTANCIAS DE LAS GALAXIAS Y LA EDAD DEL UNIVERSO.

LAS DISTANCIAS DE LAS GALAXIAS Y LA EDAD DEL UNIVERSO.

El tamaño del Universo es enorme. Un problema central de la astronomía: determinar distancias de los astros, para poder estudiar la estructura del sistema solar, de nuestra Galaxia, del Universo entero (tamaños reales, luminosidades, densidad de materia, procesos físicos, etc.) Unidad Astronómica (1 AU): es la distancia media Tierra-Sol. Radio del sistema solar: aprox. 10 horas-luz, o 1.1 x 1010 = 10 000 millones km = muy pequeño, en comparación a la distancias hacia las estrellas más cercanas. ¿Cómo medimos las distancias a las estrellas más cercanas? Con una simple triangulación, usando el método del paralaje trigonométrico: como reflejo del movimiento de la Tierra alrededor del Sol, una estrella cercana describe un elipse en el cielo, con respecto a las estrellas lejanas que aparecen en la mismo región del cielo. Base: diámetro órbita Tierra-Sol (=2 AU) Definición: 1 parsec (pc) es la distancia para la cual π=1 segundo de arco (1”): 1 pc = 1 AU/tan (1”) = 206 265 AU = 3.086 x 10 m = 3.26 años luz. Estrella más cercana: α Centauri, con π=0.76” → d=1/0.76” =1.32 pc = 4.3 años luz 6300 veces más distante que el límite de nuestro sistema solar. Nuestra Vía Láctea contiene unos 100 mil millones de estrellas, todas más distantes que α Cen, midiendo ~ 100 000 años luz en diámetro en su disco. El alcance del método paraláctico es limitado a unos 100 pc (pero misiones espaciales como SIM, GAIA lo incrementarán enormemente). Ventaja más grande: el método es directo, geométrico: no hay que asumir nada. Método de mayor alcance utiliza cúmulos estelares: Un cúmulo abierto (h+χ Per) un cúmulo globular. Estrellas de un cúmulo nacieron juntas, de la misma materia interestelar, tienen la misma edad y composición química inicial. Diagrama Hertzsprung-Russell de cúmulos abiertos demuestra una secuencia principal: muestra el lugar de las estrellas en fase de fusión termonuclear de H→He en sus centros. Para un cúmulo B, más distante que otro cúmulo A, las estrellas en la secuencia principal son más débiles, por un cierto factor en flujo de radiación. Esta diferencia en flujo de radiación determina la distancia relativa de cúmulo B, con respecto a cúmulo A. Si A es un “cúmulo de referencia”, como los Hyades o Pleiades, con su distancia medida por el método del paralaje, se obtiene la distancia de cúmulo B, en parsecs. Alcance del “método ZAMS-fitting”: ~ varios miles de parsecs, suficiente para explorar nuestra Galaxia, al menos en la región cercana al Sol. ¿Cómo llegamos a medir las distancias más allá de nuestra galaxia? Un excelente método son las Variables Cefeidas: Su brillo es variable por pulsación radial de la estrella (variación de su radio, y temperatura superficial) y son muy luminosas (1000-100 000 veces Sol) por lo tanto se pueden ver en galaxias con distancias de ~20 millones de parsecs (~70 millones años-luz). La luminosidad media de una Cefeida es determinada por su período de pulsación (2-100 días). Las Cefeidas cumplen una relación periodo luminosidad (P-L). El método de las Cefeidas sirve hasta distancias de unos 20 Mpc; esto todavía corresponde a nuestra vecindad cósmica. Varias técnicas permiten medir las distancias de galaxias mucho más lejanas (100-200 Mpc). Una de ellas es el método de Tully y Fisher: Galaxias espirales rotando; Mayor masa, y por tanto mayor luminosidad, induce una mayor velocidad de rotación, V, del disco de la galaxia. La teoría predice L~V 4; empíricamente confirmado por mediciones de V, usando la emisión de la línea de 21 cm del hidrogeno neutro, observable con radiotelescopios (usando el ensanchamiento de la línea de 21 cm causado por el efecto Doppler). Una vez calibrada, la relación entre L y V permite deducir L, a partir de una medición de la velocidad de rotación de la galaxia de interés. Galaxias ideales para TF: “edge-on” (corrección por inclinación ≈0) Escala de distancias por supernovas: Haciendo un standard candle: 1. “relación de Phillips”: corrección para curvas de luz de SN basada en la forma que tiene la curva de luz cambia drásticamente la calidad del standard candle. 2. Color de la SN: corrección para la luminosidad de la SN basada en su color. Muchos métodos: Stretch – Perlmutter, (M)LCS(2k2), SALT(2), SiFTO, CMAGIC, Δm15. Espectros estelares, y el efecto Doppler: El movimiento de una estrella en la línea de vista Tierra-estrella (movimiento radial) causa un desplazamiento en la longitud de onda de las líneas espectrales: z = Δλ / λ 0 = v/c c=300 000 km/s → medición de z entrega la velocidad radial de la estrella [o galaxia] Acercamiento: blueshift velocidades “cosmológicas”. Alejamiento: redshift. Formula Doppler relativista. Para explorar distancias cosmológicas, astrónomos usan la Ley de Hubble: Todas las galaxias muestran un redshift en sus espectros → recesión, con V~distancia: cz= V = H0 x distancia → Universo en expansión! H0 = constante de Hubble mide la actual tasa de expansión del Universo [H0≈70 km/s Mpc] 1/H0 ≈ edad del Universo ≈ 13.7 mil millones de años. Para obtener espectros de galaxias tan distantes, se requieren telescopios gigantes: El VLT de la ESO en Paranal. La mejor facilidad observacional para observar galaxias de altos redshifts, las cuales estamos viendo cuando eran recién nacidas, es el proyecto ALMA: 66 antenas de 12 m, en Cerro Chajnantor, Chile. Observación en λ cerca de 1mm (0.3-9.6 mm) (ideal para galaxias de alto z). Proyecto entre ESO, USA, Japón; primera antena en 2007 (APEX) En plena operación en 2012, será el radiotelescopio más poderoso de la Tierra. El proceso de medir las distancias es como una escalera: cada paso lleva a una mayor distancia, pero depende de los pasos anteriores. Cada “escala” tiene sus propios errores sistemáticos, que se propagan. Mejor manera de subirlos es la comparación de los resultados para el mismo objeto, obtenidos por métodos diferentes e independientes. Es mucho más difícil medir distancias absolutas que distancias relativas; paso crucial es determinar las distancias absolutas (en Mpc) de las galaxias dentro de unos 20 Mpc, que sirven para calibrar las técnicas de mayor alcance. Con instrumentación moderna, estamos viendo el Universo cuando era muy joven, menor que 1 billón de años (edad hoy es ~14 billones de años) estamos observando cómo las galaxias se formaron y evolucionaron, para formar las galaxias de hoy que estamos observando en el Universo “local”.