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El lado oscuro del universo

Introducción.   

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.

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

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.

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.  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 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.

Mapa de la radiación cósmica de fondo.

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.

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.

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.

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

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.

Faltante de energía

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 la 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 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 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 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 silicio, 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 silicio, 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

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.

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

Fotografías reales de supernovas.

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.

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.

Reflexión sobre la importancia de utilizar la técnica

Reflexión sobre la importancia de utilizar esta técnica para realizar una lectura crítica

Después de haber leído el documento, resalté las ideas principales. Al final hice los comentarios. Fue mucho más fácil entender la lógica del autor para organizar la información que quería proporcionar. También fue mucho más fácil lograr hacer las críticas y reflexionar acerca de lo que ha dicho el autor. Una vez hecho esto, supongo que el tema ha quedado comprendido para mí.

¿Qué es ser un estudiante en línea?

La aplicación de las Tecnologías de Información y Comunicación – TIC – a la educación ha permitido la innovación en sus diferentes componentes y procesos. Uno de ellos son los cursos y programas académicos en línea. Existen muchas instituciones educativas que, de forma individual o en consorcio, ofrecen cursos  y programas académicos en línea con diferentes variantes en su forma de acceso, registro, materiales, actividades disponibles y forma de estudio.

Cuando una persona toma la decisión de registrarse a un curso en línea, independientemente de la metodología del mismo, es importante que se tome en cuenta las competencias que debe tener para ser un estudiante en línea exitoso. Las principales competencias se presentan a continuación.

• Competencias personales: los estudiantes en línea se caracterizan por su autonomía, poseen motivación intrínseca y administran adecuadamente su tiempo. Deben ser disciplinados en conectarse al curso, leer, ver vídeos, estudiar, seguir instrucciones, hacer preguntas y ser evaluado. Los cursos en línea implican mucha libertad de acción e independencia, pero implican disciplina y correcta administración del tiempo para lograr objetivos.

• Competencias comunicativas: los estudiantes en línea deben leer y escribir eficientemente. El uso de medios tecnológicos no exime la correcta utilización del idioma para comunicarse con sus compañeros y tutores. Se deben considerar las normas de etiqueta en línea.

• Competencias tecnológicas: el estudiante debe sentirse cómodo con el uso de las TIC, pero no se requiere que sea un especialista. Generalmente, los cursos en línea incluyen materiales con alta usabilidad para los estudiantes.

• Competencias investigativas: el estudiante debe ser capaz de investigar en diferentes fuentes académicas, la información que complemente a su aprendizaje en línea. Generalmente los cursos en línea ofrecen bibliografía principal y complementaria, la cual se puede consultar en línea.

Finalmente, como complemento a las competencias genéricas presentadas, es importante considerar las siguientes recomendaciones:

• Tomar en cuenta el tiempo estimado que implicará estudiar en línea, para administrar correctamente el tiempo y cumplir los objetivos de aprendizaje.

• Tomar en cuenta los objetivos de aprendizaje del curso, ya que indican lo que se espera del estudiante al finalizar el mismo y en ellos se basarán las evaluaciones.

• Leer y  visualizar todos los materiales y participar en todas las actividades propuestas (ejercicios, foros, evaluaciones, etc.). El equipo que diseñó el curso incluyó todos estos recursos para ayudar a los estudiantes a lograr los objetivos de aprendizaje.

• Sentirse cómodo con la lectura, visualización de videos y escritura; esto implica un reto para quienes han participado en educación tradicional, donde la comunicación es mayormente oral.

• Es importante tener iniciativa. Si no se comprende una asignación, contacte al tutor o canal de soporte que ofrezca el curso.

• Llenar las encuestas sobre el curso permitirá retroalimentar al equipo que lo diseñó, para realizar mejoras sobre el mismo.

"Estudiar en línea implica entonces, beneficios en términos de: desplazamiento físico, distribución del tiempo y acceso a materiales, lo cual es una oportunidad; pero también implica la responsabilidad de ser autónomos y administrar el propio aprendizaje."