Mi Comic "El lado oscuro del universo."
Actividad 1. Eje 4. Lectura y escritura exploratoria.
Actividad 1. Eje 4. Lectura y escritura exploratoria.
Introducción.
En éste texto se aborda
el desarrollo de las observaciones y los experimentos que llevaron a los
científicos a descubrir y a deducir las leyes que rigen el universo. Se habla también de la investigación que
llevan a cabo buscando respuestas para los misterios que aún faltan por
resolver y para conocer a ciencia cierta cómo funciona el universo y que
elementos lo conforman. También se describen los orígenes del universo, así
como su evolución hasta nuestros días y las teorías para el final del tiempo.
Desarrollo.
Relación entre el brillo
de las estrellas y la distancia a la que se encuentran.
La suposición más sencilla es que si la luz de una estrella brilla
mucho, está cerca; si brilla poco, está lejos. Pero qué tal si está lejos, y su
brillo intrínseco es altísimo. La luminosidad aparente de
semejante estrella podría ser mayor que la de otra que está más cerca pero que
es más tenue, y entonces concluiríamos erróneamente que la primera es la más
cercana.
Los astrónomos usan el mismo principio para determinar las distancias
más grandes en el universo, como las que existen entre las galaxias. Pueden medir luminosidades con toda precisión
y saben exactamente cuánto se atenúa la luz con la distancia .Un mismo objeto
al doble de la distancia se ve cuatro veces más tenue; al triple, nueve veces
más tenue y al cuádruple, 16, etc. Lo único que necesitan para saber a qué
distancia se encuentra una galaxia es localizar en ella algún objeto cuya
luminosidad intrínseca se conozca: un objeto que sirva como patrón de
luminosidad.
La variación entre la intensidad de la luz y la
distancia es inversamente proporcional y se rige por la ley de la inversa del
cuadrado, que aplicada a este caso particular nos dice que la disminución de la
intensidad de la luz es igual al recíproco del cuadrado del aumento de la
distancia recorrida por la estrella (8)
Datos
|
Distancia
|
Cuadrado
de la distancia
|
Intensidad
d la luz
|
1
|
1
|
||
2
|
2
|
4
|
¼
|
3
|
3
|
9
|
1/9
|
4
|
4
|
16
|
1/16
|
5
|
5
|
25
|
1/25
|
6
|
6
|
36
|
1/36
|
7
|
7
|
49
|
1/49
|
8
|
8
|
64
|
1/64
|
9
|
9
|
81
|
1/81
|
10
|
10
|
100
|
1/100
|
Relación entre la velocidad y la distancia recorrida por las galaxias.
La luz de una galaxia también puede decirnos a qué velocidad se acerca o
se aleja de nosotros. La luz de una
galaxia se ve más roja cuando ésta se aleja y más azul cuando se acerca. El
grado de enrojecimiento de la luz de una galaxia debido a la velocidad con que
se aleja se llama corrimiento al rojo, y se puede medir con precisión.
Los astrónomos esperaban encontrar la misma proporción de galaxias con
corrimiento al rojo (que se alejan) que con corrimiento al azul (que se
acercan). En vez de eso descubrieron que todas presentan corrimiento al rojo.
Es decir, todas las galaxias se están alejando entre sí.
Corrimiento al rojo o
acercamiento al rojo en astronomía quiere decir que la luz visible que emite una estrella es desplazada hacia el rojo al final del espectro
electromagnético, porque aumenta su longitud de onda recibida en un detector en
comparación con la longitud de onda emitida por una fuente conocida de la misma
clase.
En el caso del
corrimiento al azul, la longitud de onda de la luz visible de una
estrella disminuye cuando es desplazada hacia el rango ultravioleta del
espectro electromagnético. Ambos corrimientos corresponden a lo que se conoce
como efecto Doppler.(2)
Se han realizado estudios
comparativos de este tipo con hidrógeno y con helio, los cuales, cuando se
exponen a la luz presentan
un espectro de características definidas, mismo que cambia a longitudes de onda
desplazadas, es entonces cuando
se puede medir el corrimiento al rojo por comparación. (4)
Los estudios científicos
de objetos basados en los espectros de luz que emiten, es llamado espectroscopia. Una aplicación
importante es justamente la espectroscopia astronómica, donde los
espectroscopios son esenciales para analizar propiedades de objetos distantes.
La espectroscopia astronómica utiliza difracción de alta dispersión para
observar espectros a muy alta resolución (5)
La difracción de la luz se refiere a la desviación
de las ondas luminosas al encontrar un obstáculo en su trayecto.
Usando el primer patrón de luminosidad que sirvió para medir distancias
inter –galácticas, que fue el de las estrellas de brillo variable conocidas
como cefeidas, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble calculó en 1929
las distancias de alrededor de 90 galaxias. Luego comparó sus datos con los
estudios de velocidad de las galaxias que habían hecho otros astrónomos.
Cuando, Hubble comparó los datos de corrimiento al rojo con los de
distancia, encontró que los datos graficados se acomodaban en una recta, lo
cual indica que cuanto más lejos está una galaxia, más rápido se aleja y que la
relación entre distancia y velocidad es una simple proporcionalidad directa:
una galaxia al doble de la distancia se aleja al doble de la velocidad, una al
triple, al triple, etc. Ésta es la llamada ley de Hubble, y se interpreta
como signo de que el universo se está expandiendo.
Distancia contra velocidad
El descubrimiento de Hubble condujo al poco tiempo a la teoría del Big
Bang del origen del universo. Si las galaxias se están separando, en el
pasado estaban más juntas. En un pasado suficientemente remoto estaban
concentradas en una región muy pequeña y muy caliente y no eran galaxias, sino
una mezcla increíblemente densa de materia y energía. Hoy en día la huella de
esas densidades y temperaturas aún debería estar rondando por el cosmos, en
forma de una radiación muy tenue distribuida por todo el espacio.
En 1965, Arno Penzias y Robert Wilson, dos físicos
que estaban probando una antena de comunicación satelital, detectaron un
ruidito persistente que no podían explicar. Éste resultó ser el rastro del
violento origen del universo. Hoy se llama radiación de fondo, y sirvió
para convencer a casi todo el mundo de la teoría del Big Bang. La
radiación de fondo es la energía remanente del Big Bang. En 1992 el satélite COBE de la NASA detectó
pequeñas desviaciones de temperatura en el espacio respecto al valor promedio,
que corresponden a huellas de radiación cósmica de fondo, en azul, por debajo
de la temperatura promedio, y en rojo, por encima de la temperatura promedio. (2)
A principios de los años 80, el físico Alan Guth, añadió al modelo del
Big Bang el concepto de inflación. Según la hipótesis inflacionaria, en
la primera fracción de segundo una fuerza de repulsión muy intensa hizo que el
embrión de universo pasara de un tamaño menor que el de un átomo al de una
toronja en un tiempo brevísimo. Este modelo inflacionario coincidía bien
con la teoría original del Big Bang.
Las predicciones más importantes de los modelos de la teoría
inflacionaria del universo atañen a la geometría del espacio.
Caben tres posibilidades.
1.-Espacio de geometría euclidiana (E).
Si el espacio es plano ( lo que no quiere decir que sea de dos
dimensiones, sino sólo que satisface los postulados de la geometría euclidiana,
llamada también geometría plana), los ángulos de un triángulo trazado entre
cualesquiera tres puntos sumarán 180 grados. Si el universo no tuviera ni mucha
ni poca materia y energía se cumpliría. Lo anterior quiere decir que la
densidad del universo sería igual a uno, y la curvatura del espacio igual a
cero. Las últimas mediciones de la curvatura espacial realizadas por la misión
europea Plank revelan que su valor coincide con el de un universo plano. (6)
2.- Espacio de geometría esférica (S) o elíptica.
Si el espacio tuviera curvatura positiva, como una esfera, los
ángulos de un triángulo sumarían más de 180 grados. Si el universo tuviera
mucha materia y energía, es decir que su densidad fuera mayor a uno. Este
modelo espacial podría ser pensado como una hiperesfera tridimensional, esta
idea es asociada con la de un universo finito con límite espacio temporal. (6)
3.-Espacio de geometría hiperbólica (H).
Si el espacio tuviera curvatura negativa, como una silla de montar
infinitamente extendida, los ángulos del triángulo sumarían menos de 180 grados,
si el universo tuviera poca materia y energía, y su densidad fuera menor a uno.
Para este modelo abierto el universo continuaría extendiéndose para siempre,
terminando en una muerte fría o Big Freeze aunque también podría acabar en un
Big Crunch.(6)
Todo depende de qué tan fuerte jale la fuerza de gravedad total del universo,
o en otras palabras, de cuánta materia y energía contenga éste en total.
El asunto es que de la cantidad de materia y energía, es decir, de su
densidad total (omega), dependería también que el universo siguiera
expandiéndose para siempre (casos 1 y 2 en los que es necesaria cierta cantidad
de materia y energía) o bien que un día la expansión se detuviera y se
invirtiera (caso 3 que implica poca materia y energía), debido a la atracción
gravitacional de toda la materia y energía del universo.
La geometría euclidiana o plana satisface los cinco postulados de
Euclides y tiene curvatura cero.
La geometría hiperbólica satisface sólo los cuatro primeros postulados
de Euclides y tiene curvatura negativa.
La geometría elíptica satisface sólo los cuatro primeros postulados de
Euclides y tiene curvatura positiva (7)
Postulados de Euclides
Euclides planteó cinco postulados en su sistema:
1.- Dados dos puntos se puede trazar una recta que los une.
2.- Cualquier segmento puede prolongarse de manera continua en cualquier
sentido.
3.- Se puede trazar una circunferencia con centro en cualquier punto y
de cualquier radio.
4.- Todos los ángulos rectos son congruentes. Si una recta, al cortar a
otras dos, forma ángulos internos menores a dos ángulos rectos, esas dos rectas
prolongadas indefinidamente se cortan del lado en el que están los ángulos
menores que dos rectos (ver quinto postulado de Euclides).
5.- Postulado de las paralelas. Por un punto exterior a una
recta, se puede dibujar una única paralela a la recta dada (3)
No cabe la menor duda es que en cualquiera de las tres casos mencionados,
la fuerza de gravedad, una fuerza de atracción que tira hacia dentro, frena la
expansión del universo.
Para mediados de la década de los 90, la cosmología consideraba que según
el modelo inflacionario, el universo debía contener suficiente materia y
energía para que la expansión se fuera deteniendo sin nunca parar por completo
(geometría plana).
Pero los recuentos del contenido de materia y energía del universo
decían que no alcanzaba para producir la geometría plana que exigían el modelo
inflacionario y los estudios de la radiación de fondo.
Por lo tanto, concluyeron los cosmólogos que faltaba una parte del universo.
De hecho, faltaba alrededor del 75% de la materia o energía necesaria para
explicar que el universo cumple con una geometría plana.
En octubre de 1998 el telescopio Keck II, situado en la cima del volcán
Kilauea, en Hawai, escudriñaba el cielo en el área de la constelación de
Pegaso. Antes los científicos del
Proyecto de Cosmología con Supernovas dirigido por Saul Perlmutter,
habían tomado fotos de las galaxias de la misma región como referencia. Al
comparar las imágenes, vieron que en una galaxia había aparecido un punto
brillante. Era una supernova, una estrella que hizo explosión y a la que
llamaron Albinoni, como el compositor italiano del siglo XVIII.
Poco después, el equipo internacional de investigadores, usó el
Telescopio Espacial Hubble, además del Keck II, para medir la luminosidad
aparente de Albinoni, así como el corrimiento al rojo de la galaxia en la que
se localiza. Ellos confirmaron que se
trataba de una supernova de tipo Ia con un corrimiento al rojo que indicaba que
hizo explosión hace miles de millones de años.
Este grupo, así como el Equipo de Búsqueda de Supernovas de Alto
Corrimiento al Rojo, dirigido por el astrónomo Brian Schmidt, se dedica a
buscar supernovas de este tipo por todo el cielo. Las supernovas Ia son muy
intensas, lo que permite verlas desde muy lejos, y alcanzan todos los mismos
brillos intrínsecos, por lo que son excelentes patrones de luminosidad. Hoy en
día, las supernovas Ia son el patrón más usado para determinar distancias a
galaxias muy lejanas. Los dos equipos de cosmología con supernovas comparan la
distancia de las supernovas Ia que descubren con el corrimiento al rojo de sus
galaxias para estudiar el pasado de la expansión del universo.
Clasificación de las supernovas.
Supernovas tipo I.
Son las que presentan líneas de emisión propias del hidrógeno durante la
evolución de su brillo. Dentro de éste tipo hay 3 clases:
Las de tipo Ia, como Albinoni, que muestran una profunda línea de
absorción del silicio cuando su brillo se acerca al máximo, y luego su espectro
es dominado por líneas de hierro y cobalto
Las de tipo Ib. No muestran la línea de siIicio, pero sí otras líneas
propias del helio neutro que no aparecen, o bien son muy débiles, en las
supernovas Ia. Más tarde, empiezan a ser muy visibles las líneas de emisión de
multitud de elementos de masa intermedia, como el oxígeno o el calcio.
Las de tipo Ic. No muestran, ni la línea de siIicio, ni las del helio
neutro a lo largo de la evolución de su brillo. Al igual que las de tipo Ib,
estas supernovas también muestran al cabo del tiempo líneas de emisión de
elementos de masas intermedias.
En contraste a sus espectros, las curvas de luz de las supernovas de
tipo I son muy similares entre sí.
Supernovas de tipo II
Las supernovas de tipo II son las que muestran líneas espectrales propias
del hidrógeno en sus espectros. Tales líneas se mantienen en los espectros
durante períodos muy largos de tiempo.
Las curvas de luz de este tipo de supernovas alcanzan su máximo muy
rápidamente; en tiempos que van desde unos pocos días hasta, incluso, unas
pocas horas. Además, las curvas de luz producidas en estas explosiones son de
formas más variadas que las correspondientes a las de tipo I.
A grandes rasgos, podemos subdividir las supernovas de tipo II de
acuerdo precisamente a la forma de sus curvas de luz, llegando a diferenciarlas
en:
Tipo II-L (II-Linear). Las curvas de luz en estos casos son similares a
las de tipo I, aunque la caída en brillo tras el máximo es más abrupta.
Tipo II-P (II-Plateau). Las curvas de luz de estas explosiones se caracterizan
por mantener un nivel de brillo muy constante después del máximo, empezando a
decaer tras un intervalo de plateau de unos meses. Plateau significa meseta o
planicie (1)
En astronomía, mirar lejos es mirar al pasado. La luz, viajando a 300
mil kilómetros por segundo, tarda cierto tiempo en llegar a la tierra desde sus
fuentes: ocho minutos desde el sol, unos años desde las estrellas más cercanas,
30 mil años desde el centro de nuestra galaxia y muchos miles de millones de
años desde las galaxias más lejanas. La luz de Albinoni y su galaxia, por
ejemplo, llegó al espejo del telescopio Keck II 10 mil millones de años después
de producirse la explosión.
El corrimiento al rojo de las galaxias lejanas se debe a que la
expansión del universo “estira” su luz. Comparándolo con la distancia a la que
se encuentra la galaxia se obtiene información acerca del ritmo de expansión
del Universo en épocas remotas.
La edad del Universo se calculaba suponiendo que la gravedad frenaba la
expansión. Pero si en vez de frenarse, se acelera, el cálculo cambia y el universo
resulta más antiguo.
La implicación más tremenda del universo acelerado tiene que ver con el
asunto de la gravedad. Ésta es una fuerza de atracción y, en efecto, tiende a
frenar la expansión del Universo.
Entonces, el efecto de aceleración del universo nos pone ante el problema
de buscar al responsable, pero al mismo tiempo resuelve otro problema. Porque
el efecto de aceleración cósmica requiere energía en cantidades cósmicas, de modo
que hay más energía en el universo de la que habíamos visto hasta hoy. Entonces
podemos reconciliar por fin el modelo inflacionario con las observaciones. Aunque
no sepamos qué es, esta nueva energía oscura, como la han llamado los
cosmólogos porque no se ve, añadida a los recuentos anteriores de materia y
energía, completa la cantidad necesaria para que el universo sea de geometría
plana, como exige el modelo inflacionario.
Asombrosamente, la luz de las estrellas que explotaron hace miles de
millones de años ayudo a concretar la teoría que explica que el 75 por ciento
del universo está hecho de una energía nunca antes detectada, que produce
repulsión gravitacional y acelera la expansión del universo.
Energía oscura.
Antes de 1929 se creía que el universo era estático. Cuando la teoría
general de la relatividad mostró que no podía ser así, Einstein añadió a sus
ecuaciones un término que representaba una especie de fuerza de repulsión
gravitacional y que tenía el efecto de mantener quieto al universo, le llamó constante
cosmológica. Cuando Hubble descubrió la expansión del universo, Einstein
retiró la constante cosmológica. Pero su extraña creación reapareció en el
modelo inflacionario del Big Bang, y ahora podría ser el origen de la
fuerza de repulsión que le está ganando la partida a la atracción
gravitacional.
La constante cosmológica es una propiedad intrínseca del espacio, es
decir, el espacio simplemente la contiene. Si quisiéramos conocer el silencio
absoluto y elimináramos todas las fuentes de ruido, nuestros oídos seguirían
percibiendo una señal. Una cosa similar pasaría con el espacio si existe la constante
cosmológica. Si quisiéramos sacar toda la energía de una región, tendríamos que
extraer toda la materia, aislarla de fuentes de energía externas, eliminar
todos los campos (eléctricos, magnéticos, gravitacionales). Pese a todos los
esfuerzos, quedaría en esa región una energía irreducible, inseparable del
espacio. Esa energía es la constante
cosmológica y podría ser la explicación de la energía oscura.
Otra posibilidad es que la energía oscura provenga de un nuevo tipo de
campo, parecido a los campos eléctricos y magnéticos, al que algunos cosmólogos
llaman quintaesencia. En la teoría de la relatividad todos los campos
producen atracción gravitacional por contener energía, pero la quintaesencia
produce repulsión gravitacional.
La constante cosmológica, como propiedad intrínseca del espacio, no cambia
con la expansión del universo, no interactúa con la materia y no cambia de
valor en distintas regiones. En cambio la quintaesencia sí podría interactuar
con la materia y cambiar de valor. Otra diferencia detectable (pero aún no
detectada) es que la quintaesencia acelera la expansión del universo menos que
la constante cosmológica. Los nuevos telescopios, tanto terrestres como
espaciales, que se están construyendo ayudarán a elegir.
El Universo se va a acabar
Algún día se acabarán las condiciones aptas para la vida, es interesante
preguntarse cómo podría ser el final.
Antes de 1998 se consideraban, en esencia, dos posibles capítulos finales
para el universo: Que la fuerza de gravedad total fuera lo bastante intensa
como para frenar la expansión e invertirla, o que el universo siguiera
creciendo para siempre. En el primer caso el universo terminaba con una colosal
compresión exactamente simétrica al Big Bang; en el segundo, la
expansión seguía eternamente, diluyendo el cosmos.
Con el descubrimiento de la expansión acelerada y la energía oscura las
cosas han cambiado. Si bien aún no se puede decidir si la energía oscura es
constante cosmológica o quintaesencia, está claro, que la posibilidad de la
gran compresión queda excluida. En cambio, el universo seguiría expandiéndose para
siempre hasta que desde la tierra no se pudieran ver otras galaxias por haber
aumentado tanto las distancias que su luz ya no nos alcance.
Pero nuestra propia galaxia seguiría acompañándonos. Las estrellas que
la componen seguirían unidas por la fuerza gravitacional, como también seguirían
unidos los planetas a sus estrellas. De modo que, pese a todo, las cosas en la
tierra seguirían su curso normal, hasta que al sol se le acabe el combustible
en 5 000 millones de años.
El año pasado algunos cosmólogos propusieron una variante de la teoría
de la energía oscura. Para distinguirla de la quintaesencia los científicos
llamaron “energía fantasma” a la energía oscura de este tipo.
Si la energía oscura resulta ser de tipo energía fantasma, el final del
Universo será muy distinto a lo que nos habíamos imaginado. Según el físico
Robert Caldwell dentro de unos 22 mil
millones de años, la aceleración de la
expansión del universo empezará a notarse más y más y se producirá un final que se llama Big Rip (el Gran
Desgarrón). Mil millones de años antes del Big Rip, la energía fantasma
superará a la atracción gravitacional que une a unas galaxias con otras y se
desmembrarán los cúmulos de galaxias. Sesenta millones de años antes del fin,
se desgarran las galaxias. Tres meses antes del Big Rip, el efecto
alcanza la escala de los sistemas planetarios, los planetas se desprenden de
sus estrellas. Faltando 30 minutos para el momento final, los planetas se
desintegran. En la última fracción de segundo del universo los átomos se
desgarran. Luego, nada.
Conclusión.
La observación del espacio
llevó a la formulación de preguntas sin respuesta sobre la composición,
funcionamiento y origen del universo. Los cien tíficos de los principios del
siglo XX iniciaron estudiando la relación inversamente proporcional entre la intensidad
de la luz que
emite una estrella y su distancia.
Observaron que las galaxias
se alejan entre sí y que su velocidad aumenta conforme aumenta la distancia que
las separa. Dichos resultados llevaron a la postulación de la teoría de la gran
explosión y de la expansión moderadamente frenada por la fuerza de gravedad.
Con el desarrollo de la
teoría, actualmente ya comprobada, de un universo que cumple con principios de
la geometría plana, debería existir más materia y energía en el universo para
que se sustentara la idea de que la expansión se frenaría lentamente pero sin
detenerse nunca. Para eso faltaba el 75 por ciento de la materia y energía
necesaria.
Este problema quedo sin
resolver hasta que los astrónomos detectaron que las galaxias que observaban
tenían 25 por ciento menos brillo del que deberían tener si la expansión del
universo se va frenando. Esto quiere decir que lo esperado es que las galaxias
tuvieran menor velocidad debido a la
fuerza de gravedad que las frena y por lo tanto su brillo debería ser mayor de
acuerdo a los cálculos de distancia.
Después de comprobar que sus
lecturas de velocidad de alejamiento de las galaxias observadas eran correctas,
concluyeron que la expansión del universo no se está frenando, sino que se está
acelerando. Lo anterior explica porque las galaxias presentaban menos brillo de
lo esperado, ya que en realidad se encontraban más lejos debido a la
aceleración.
El problema de la falta de
materia y energía se había resuelto, puesto que para que se acelere la
expansión del universo debe haber una clase de energía que no conocemos,
llamada por eso, energía oscura con la cual se reafirma la teoría de la
expansión inflacionaria.
Como parte de la teoría de
la relatividad, Einstein introdujo la constante cosmológica, considerada como
una fuerza de repulsión mucho mayor que la fuerza de gravedad.
Antes del descubrimiento de
la energía oscura, constante cosmológica o energía fantasma, se consideraba que
el universo se expandiría para siempre o que habría otro Big Bang. Pero ahora
se piensa que dentro de 22 mil millones de años, la aceleración del universo se
notará y se producirá el Big Rip o gran desgarrón. Los cúmulos de galaxias se
separarán, después las galaxias, luego los sistemas planetarios y los planetas
se destruirán, y finalmente los átomos se desintegrarán.
Aunque también es posible
que todo siga su curso en la tierra hasta que se acabe el combustible del sol
dentro de 5000 millones de años, y para dentro de 22mil millones de años, no
habrá quién presencie el Big Rip si en realidad sucede.
Referencias
Electrónicas
Principal: De Régules, S. (2003). El lado oscuro del universo. ¿Cómo ves?, N°. 58, (Pp. 10-15). México: UNAM. Recuperado el 13/04/15, de: http://www.comoves.unam.mx/numeros/articulo/58/el-lado-oscuro-deluniverso
Principal: De Régules, S. (2003). El lado oscuro del universo. ¿Cómo ves?, N°. 58, (Pp. 10-15). México: UNAM. Recuperado el 13/04/15, de: http://www.comoves.unam.mx/numeros/articulo/58/el-lado-oscuro-deluniverso
1.-Ivan Martí Vidal
Fecha
de publicación 19 de junio de 2010
Tipos
de supernova
Fecha
de consulta 7 de junio de 2015
2.-Sergio
Torres Arzayús
Fecha
de publicación Año 2007
Radiación
cósmica de fondo
Fecha
de consulta 7 de junio de 2015
3.-Wikipedia
Enciclopedia libre
Fecha
de publicación 13 de abril de 2015.
Geometría euclidiana
Fecha de consulta 5 junio de 2015
4.-Wikipedia
Enciclopedia libre
Fecha de publicación 26 de febrero de 2015
Corrimiento
al rojo
Fecha de consulta 5 junio de 2015
5.-Wikipedia
Enciclopedia libre
Fecha de publicación 2 de junio de 2015
Espectro visible
Fecha de consulta 5 junio de 2015
6.-Wikipedia
Enciclopedia libre
Fecha
de publicación 8 mayo de 2015
Forma del universo
Fecha de consulta 6 junio de 2015
7.-Wikipedia
Enciclopedia libre
Fecha
de publicación 20 abril 2015
Geometría no euclidiana
Fecha de consulta 6 junio de 2015
8.-Wikipedia
enciclopedia libre
Fecha
de publicación 1 diciembre de 2014
Ley de la inversa del cuadrado
Fecha de consulta 6 junio de 2015
Reflexión
Elegí el tema de la lectura
del lado oscuro del universo porque fue el que me pareció más interesante de
los que había para escoger. Me llama la atención como los científicos pueden
encontrar explicaciones para cosas tan complejas e importantes, que hacen posible
las condiciones de la vida y que la mayoría desconocemos o no le prestamos
atención.
Y al mismo tiempo, me
pareció importante para hacer conciencia de todo lo que existe, ya que así,
podríamos valorar mejor lo que nos rodea y no pasarlo por alto por considerarlo
cotidiano y común sin darle la importancia que realmente tiene, solo porque
siempre está ahí.
Primero hice una lectura
global para saber de qué se trata. Empecé a escribir tomando como base las
ideas principales de la lectura. Descarte toda la información que no me pareció
importante para el desarrollo del texto. De acuerdo a las ideas más importantes
que conserve, investigue sobre temas relacionados y también mencionados que me
parecían cruciales para la comprensión de la lectura y para la escritura del
texto. Consulte información sobre las dudas que me surgían como si me estuviera
preparando para contestar preguntas e incluí dicha información.
¿Que es ser un estudiante en linea?
"Estudiar no es un acto de consumir ideas, sino de crearlas y recrearlas."
PAULO FREIRE.
Hoy en día el uso de las Tecnologías de la Información y la Comunicación (TIC) han venido a transformar la forma en como interactuamos, pero sobretodo, la manera en como aprendemos; ejemplo de ello, es la creación de escuelas virtuales, en las que podemos seguir con nuestros estudios desde la comodidad de casa, o bien desde nuestro lugar de trabajo u otro. Sin embargo, esta modalidad de estudios presenta nuevos retos y desafíos para todo aquel que aspire a convertirse en un estudiante en linea.
Cabe mencionar que el ser un estudiante en linea no es tan fácil como la mayoría de la sociedad piensa, ya que de igual manera implica de tu esfuerzo y en ocasiones mas dedicación. Para ello a continuación analizaremos ya resumidamente cada uno de los grandes mitos que existen sobre ser un estudiante en linea.
-Es fácil y sencillo estudiar en línea, solo hay que estar en la computadora y ya.
-No hay que leer nada, basta con copiar y pegar la información que encuentre en la red.
-Como no me conocen (físicamente), puedo dejar de estudiar en cualquier momento.
En contraparte con el primer mito, hay quienes creen que estudiar en línea es difícil y muy complicado debido a que deben ser un experto en la tecnología. Sin embargo, conforme vayas avanzando en la modalidad abierta y a distancia, te irás dando cuenta que estos mitos son totalmente falsos, ya que ser un estudiante en línea no es fácil ni difícil, basta, con aplicar estrategias y acciones que te permitan auto gestionar tu aprendizaje, asimismo, resulta fundamental crear un compromiso contigo y con tu aprendizaje, así como desarrollar tu comprensión lectora, puesto que el entender lo que lees te evitará frustraciones y pérdidas de tiempo.
Una vez analizados los grandes mitos de lo que es ser un estudiante en linea, pasaremos a lo siguiente que son las caracterizaras con las cuales debemos contar y mas que nada a los retos que nos enfrentaremos para lograr nuestro objetivo.
-Actitud pro-activa. Debes considerar que dispones de un amplio margen de libertad y autonomía, que te permitirá tomar decisiones respecto a tu propio aprendizaje y desempeño, sin perder de vista tu objetivo planteado.
-Compromiso con el propio aprendizaje. Debes asumir que eres responsable de tu aprendizaje, pues ahora te conviertes en un agente activo y auto gestor del mismo.
-Conciencia de las actitudes, destrezas, habilidades y estrategias propias. Estas las vas a seguir desarrollando y aplicando para aprender a aprender. Deberás generar y potencializar estrategias que te faciliten la recepción y el análisis de la información, las cuales te permitan acceder a la información en cualquier momento, en cualquier lugar, de cualquier forma, y lo más importante, al ritmo que tú decidas.
-Actitud para trabajar en entornos colaborativos. En la educación en línea, tienes la oportunidad de conocer a diferentes personas, lugares, estrategias de estudio, e historias de vida, de las cuales podrás aprender, por lo tanto es importante que no pierdas de vista que el aprendizaje entre pares enriquece tu propio proceso cognitivo y de desarrollo.
-Metas propias. Debes establecer metas más allá de la superación de asignaturas o cursos, y buscar siempre alternativas de solución en caso de tener inconvenientes y evitar esperar a que llegué por sí sola la solución. Es importante que no pierdas de vista que en esta modalidad los límites, los pones tú.
-Aprendizaje autónomo y autogestivo. Debes generar destrezas relacionadas con la comunicación, la búsqueda, la selección, la producción, la difusión de la información y el conocimiento.
RETOS.
-Dejar atrás el aprendizaje dirigido Tendrás que aprender a ser autogestivo, autocrítico y reflexivo, recuerda que la decisión respecto a tú propio aprendizaje y desempeño, depende primordial mente de ti y de tu administración del tiempo.
-Evita memorizar y repetir el conocimiento. Más bien analizarlo, procésalo, aprópiate de él y proyecta tu saber.
-Dejar atrás los entornos competitivos. No olvides que el trabajo colaborativo no solo enriquece tú propio conocimiento, sino que también fortalece tú aprender a aprender.
-Gestión y administración del tiempo. Deberás crear una agenda de actividades, que te permita programar todas las actividades (escolares, personales, laborales, etcétera) que debes realizar, esto te permitirá administrar tus tiempos
- Destrezas comunicativas. Deberás potencializar tus habilidades de lectura y escritura. Recuerda evitar el uso excesivo de mayúsculas, que en un ambiente en línea se consideran Netiquetas, las cuales significan gritar.
Sin duda alguna, el echo de que nuestro aprendizaje se desarrolle en un ambiente virtual, no significa que no nos asociemos con el ambiente físico, ya que si te preguntas que ejemplos existen podemos mencionar los de libros, manipulación de instrumentos, actividades de aprendizaje que requieren entrevistas o trabajo cara a cara o el uso de la ayuda por medios de comunicación tradicionales.
Solo queda de nosotros, seguir adelante en cada reto que se interponga y mas que nada, demostrar que el ser un estudiante en linea no es cuestión de solo sentarse frente a la computadora, sino crear un compromiso contigo mismo y desarrollar varios puntos fuertes a lo largo de nuestro aprendizaje.
"Si tu no trabajas por tus sueños, alguien te contratará para que trabajes por los suyos."
Steve Jobs
Psic. Germán Alejandro Miranda Díaz Responsable del Departamento de Educación en línea, Centro de Educación Continua. IIEC-UNAM. gamd@servidor.unam.mx Revista Digital Universitaria 10 de noviembre 2004 • Volumen 5 Número 10 • ISSN: 1067-6079
Millán Martínez, S. (2014). ¿Qué es ser un estudiante en línea? Documento elaborado para el curso propedéutico para el aprendizaje autogestivo en un ambiente virtual. México: UnADMBautista, G., Borges, F., & Forés, A. (2006).
Didáctica universitaria en Entornos Virtuales de Enseñanza-Aprendizaje. Madrid: Ediciones Narcea. Cabero Almenara, J., & Llorente Cejudo, M. (2008).
La alfabetización digital de los alumnos.Competencias digitales para el siglo XXI. Revista portuguesa de pedagogía, 7-28.
MAPA CONCEPTUAL.
Hola Neiser!, muy bien por el mapa y el horario. La oportunidad de mejora está en la ortografía, saludos!
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