Vista previa del material en texto
- 1 - · Astronomía: Ciencia que tiene por objeto el estudio del universo, de los cuerpos que lo constituyen, de las posiciones relativas que éstos ocupan, de las leyes que gobiernan sus movimientos y de la evolución que experimentan a lo largo del tiempo. Esta disciplina comprende tres ramas principales: la astronomía de posición y la mecánica celeste, que se encargan de determinar las coordenadas de los astros y estudian la magnitud de su variación natural; la astrofísica, en sus aspectos aplicado y teórico, que estudia las leyes físicas que rigen su comportamiento, y la cosmología, que estudia las leyes generales de la estructura, el origen y la evolución del universo como un todo. · Orígenes Considerada la ciencia más antigua, la astronomía ha favorecido el desarrollo de otras muchas disciplinas, tales como la matemática, la física, la geografía, etc. Las culturas antiguas (babilónica, china, egipcia, griega, india, maya, etc.) poseían conocimientos astronómicos rudimentarios, limitados a la observación a simple vista, aplicados con fines prácticos o mítico-religiosos. Las teorías astronómicas de la Antigüedad estuvieron dominadas por la autoridad de Aristóteles (s. IV a. J.C.) y la creencia en la inmovilidad de la Tierra. Los trabajos de observación más importantes de esta época se deben al astrónomo griego Hiparco (fines del s. II a. J.C.) cuya obra ha llegado hasta nuestros días, en su versión árabe o «Almagesto» (s. IX), gracias a Tolomeo (fines del s. II d. J.C.). La observación a simple vista completada con el empleo de instrumentos rudimentarios (astrolabios, ballestillas, etc.) permitió establecer la esfericidad de la Tierra, relacionar los movimientos de la Luna con las mareas, confeccionar los primeros catálogos de estrellas y determinar la paralaje a ciertos cuerpos. Con posterioridad, los trabajos de astrónomos como Nicolás Copérnico, Tycho Brahe y Johannes Kepler permitieron el establecimiento de las bases científicas de esta disciplina, es decir, de la teoría heliocéntrica, la confección de tablas astronómicas y catálogos muy extensos, el establecimiento de los primeros observatorios astronómicos permanentes y la formulación de las leyes del movimiento de los planetas (leyes de Kepler). · Telescopios y Radiotelescopios La astronomía experimentó una verdadera revolución entre los ss. XVI y XVII gracias a los trabajos de Galileo Galilei y la aplicación, por primera vez, del anteojo a la observación de los cuerpos celestes. El posterior desarrollo de estos instrumentos ópticos y de otros instrumentos astronómicos permitió el descubrimiento de los planetas lejanos y de una gran variedad de cuerpos no visibles a simple vista (asteroides, galaxias, cúmulos, etc.), así como una notable expansión de los límites del universo observable. En cuanto a sus aspectos teóricos, la principal contribución se debió a la formulación de la ley de la gravitación universal por I. Newton, origen de la llamada mecánica celeste. Esta teoría gravitatoria permitió explicar el origen de las mareas y calcular con precisión las trayectorias de la Luna, los planetas y los cometas. A este respecto destaca la predicción, hecha por E. Halley con 75 años de antelación, - 2 - Del regreso del cometa que ahora lleva su nombre, cuya confirmación en 1759 supuso la consagración definitiva de la ley formulada por I. Newton y de los métodos de la mecánica celeste. Esta disciplina, que alcanzó un alto grado de perfeccionamiento entre los ss. XVII y XIX, quedó definitivamente asentada tras la localización del planeta Neptuno (1846) en la posición predicha por los cálculos. · Astronomía Moderna La introducción de las técnicas fotográficas a partir del s. XIX y el desarrollo, a partir de la II Guerra Mundial, de los detectores de ondas radio (radiotelescopio) impulsó el desarrollo de la principal rama de la astronomía, la astrofísica, y facilitó el estudio de la composición, estructura y evolución de los cuerpos celestes. En época reciente, los avances de la astronáutica han permitido situar instrumentos de observación fuera de la atmósfera terrestre y superar de este. Modo las limitaciones que ésta impone al paso de las radiaciones correspondientes a ciertas bandas del espectro electromagnético (rayos gamma, rayos X, etc.), lo que ha traído consigo el florecimiento de la llamada astronomía de altas energías. Entre los intrumentos capaces de captar ciertos rangos de la radiación electromagnética, situados a bordo de satélites astronómicos, destaca el telescopio espacial Hubble. La evolución actual de la astronomía está caracterizada por la extensión del campo de exploración más allá de las bandas de frecuencias visibles y del radio del espectro electromagnético, por el desarrollo de nuevos telescopios terrestres equipados con ópticas múltiples y variables, y de nuevos ingenios espaciales destinados a la observación desde fuera de la atmósfera terrestre y a la exploración de los cuerpos que forman el sistema solar. La astronomía es la ciencia que estudia el universo, los cuerpos que lo constituyen, las posiciones relativas que ocupan, las leyes que gobiernan sus movimientos y la evolución que experimentan a lo largo del tiempo. La astronomía comprende tres ramas principales: *La astronomía fundamental: Estudia las magnitudes que determinan la variación natural de las coordenadas de los astros. *la astrofísica: Aspectos aplicado y teórico. *La cosmología: Estudia las leyes generales de la estructura, el origen y la evolución del universo considerado como un todo. Hay otra serie de ramas particulares como: - 3 - A)La astrometría dedicada a la medición del espacio y el tiempo. B)La astronomía práctica que desarrolla métodos de cálculo de coordenadas geográficas, acimuts, tiempos, así como los instrumentos necesarios para ello. C)La astronomía teórica que se encarga del cálculo de las órbitas de los cuerpos celestes a partir de sus posiciones aparentes y efemérides. D)La mecánica celeste que estudia las leyes del movimiento de los astros bajo la acción de la gravitación universal. E)La astronomía estelar que se ocupa del estudio de las leyes de distribución y del movimiento de las estrellas. F)La cosmogonía que estudia la génesis y la evolución de los astros. · Historia de la Astronomía Las primeras civilizaciones se sirvieron de la astronomía para establecer con precisión las épocas adecuadas para sembrar y recoger las cosechas y para las celebraciones. También lograron utilizarla para orientarse en las largas travesías comerciales o en los viajes. Los egipcios, mayas y chinos desarrollaron interesantes mapas de las constelaciones y calendarios de gran utilidad, pero tal vez fueron los babilonios los que realizaron cosas más importantes. · Astronomía Babilónica Para perfeccionar su calendario, los babilonios, estudiaron los movimientos del Sol y de la Luna. Solían designar como comienzo de cada mes el día siguiente a la luna nueva, cuando aparece el primer cuarto lunar después del ocaso. Hacia 400 a. C. comprobaron que los movimientos aparentes del Sol y la Luna de Oeste a Este alrededor del zodíaco no tienen una velocidad constante. Estos cuerpos se mueven con velocidad creciente durante la primera mitad de cada revolución hasta un máximo absoluto y entonces su velocidad disminuye hasta el mínimo originario. Además perfeccionaron el método matemático representando la velocidad de la Luna como un factor que aumenta linealmente del mínimo al máximo durante la mitad de su revolución y entonces desciende al mínimo a final del ciclo. Con estos cálculos los astrónomos babilonios podían predecir la luna nueva y el día que comenzaría el nuevo mes. Como consecuencia, conocían las posiciones de la Luna y del Sol todos los días del mes. También eran capaces de calcular las posiciones planetarias. - 4 - · Astronomía griega La Odisea de Homero se refiere a constelaciones como la Osa Mayor, Orión y las Pléyades y describe cómo las estrellas pueden servir de guía en la navegación. El poema Los trabajos y los días de Hesíodo informaal campesino sobre las constelaciones que salen antes del amanecer en diferentes épocas del año para indicar el momento adecuado para arar, sembrar y recolectar. Los griegos comenzaron el estudio de los movimientos planetarios. Hombres como Thales de Mileto o Pitágoras realizaron importantes aportaciones en el siglo VI a. C. Existe una leyenda que afirma que Thales fue capaz de predecir un eclipse total de Sol el 28 de mayo del 585 a. C. Aristarco de Samos (S. IV a. C.) creía que los movimientos celestes se podían explicar mediante la hipótesis de que la Tierra gira sobre su eje una vez cada 24 horas y que junto con los demás planetas gira en torno al Sol. En aquella época, la mayoría de los filósofos griegos pensaban que la Tierra era un cuerpo inmóvil y que los cuerpos celestes giraban en torno a ella; por eso la teoría de Aristarco fue rechazada. La teoría del sistema geocéntrico permaneció inalterada unos 2.000 años. En el siglo II d. C. los griegos combinaban sus teorías celestes con observaciones trasladadas a planos. Los astrónomos Hiparco de Nicea y Tolomeo determinaron las posiciones de unas 1.000 estrellas y utilizaron este mapa estelar como base para medir los movimientos planetarios. Mediante una serie de procedimientos Tolomeo llegó a la conclusión de que los demás planetas giraban alrededor de la Tierra. · Sistema de Tolomeo Tolomeo planteó un modelo de universo con la Tierra en el centro. Cada cuerpo celeste giraba en un pequeño círculo denominado epiciclo, centrado en un punto que giraba a su vez alrededor de la Tierra en un gran círculo llamado deferente. El modelo de Tolomeo fue aceptado durante mil años. La astronomía griega se transmitió más tarde hacia el Este a los sirios, indios y árabes. Los astrónomos árabes recopilaron nuevos catálogos de estrellas en los siglos IX y X y desarrollaron tablas del movimiento planetario. Sin embargo, aunque los árabes eran buenos observadores, hicieron pocas aportaciones útiles a la teoría astronómica. · Los Europeos En el siglo XIII hicieron tablas de los movimientos planetarios, basándose en el sistema de Tolomeo y divulgaron su teoría. Años más tarde Nicolás de Cusa y Leonardo da Vinci cuestionaron la posición central y la inmovilidad de la Tierra. Nicolás Copérnico (siglo XVI) dedicó la mayor parte de su vida a la astronomía y realizó un nuevo catálogo de estrellas a partir de observaciones personales. - 5 - En su obra De revolutionibus orbium caelestium (1543) analiza críticamente la teoría de Tolomeo de un Universo geocéntrico y muestra que los movimientos planetarios se pueden explicar si el Sol estuviera en una posición central. Galileo aportó pruebas para defender lo que dijo Copérnico. En 1609 construyó un pequeño telescopio de refracción, lo dirigió hacia el cielo y descubrió las fases de Venus, lo que indicaba que este planeta gira alrededor del Sol. También descubrió cuatro lunas girando alrededor de Júpiter. Estaba convencido de que al menos algunos cuerpos no giraban alrededor de la Tierra y por ello comenzó a hablar y a escribir a favor del sistema de Copérnico. Sus intentos de difundir este sistema le llevaron ante un tribunal eclesiástico. Aunque fue obligado a renegar de sus creencias y de sus escritos, esta teoría no pudo ser suprimida. Tycho Brahe, un astrónomo danés, observó el Sol, la Luna y los planetas en su observatorio situado en una isla cercana a Copenhague y después en Alemania desde 1580 a 1597. Utilizando los datos recopilados por Brahe, su ayudante alemán, Johannes Kepler, formuló las leyes del movimiento planetario, afirmando que los planetas giran alrededor del Sol y no en órbitas circulares con movimiento uniforme, sino en órbitas elípticas a diferentes velocidades, y que sus distancias relativas con respecto al Sol están relacionadas con sus periodos de revolución. Newton adelantó un principio sencillo para explicar las leyes de Kepler sobre el movimiento planetario: La fuerza de atracción entre el Sol y los planetas (ley de la gravitación universal). Esta fuerza, que depende de las masas del Sol y de los planetas y de las distancias entre ellos, proporciona la base para la explicación física de las leyes de Kepler. · Los últimos siglos Tras la época de Newton, la astronomía se ramificó en diversas direcciones. Con esta ley de gravitación el viejo problema del movimiento planetario se volvió a estudiar como mecánica celeste. Telescopios perfeccionados permitieron la exploración de las superficies de los planetas, el descubrimiento de muchas estrellas débiles y la medición de distancias estelares. En el siglo XIX el espectroscopio aportó información sobre la composición química de los cuerpos celestes y nueva información sobre sus movimientos Durante el siglo XX se han construido telescopios de reflexión cada vez mayores. Los estudios realizados con estos instrumentos han revelado la estructura de enormes y distantes agrupamientos de estrellas, llamadas galaxias, y de cúmulos de galaxias. En la segunda mitad del siglo XX los progresos en física proporcionaron nuevos tipos de instrumentos astronómicos, algunos de los cuales se han emplazado en los satélites que se utilizan como observatorios en la órbita de la Tierra. - 6 - · Universo: Conjunto de todo lo existente. Tanto la estructura a gran escala del universo como las cuestiones relativas a su origen, evolución y posible futuro son estudiadas por la cosmología. En la actualidad, dicha disciplina está estrechamente relacionada con la física nuclear de los constituyentes fundamentales de la materia y también con la teoría de la gravitación generalmente aceptada, la relatividad general, que a nivel cosmológico juega un papel de gran importancia. El universo contiene galaxias, cúmulos de galaxias y estructuras de mayor tamaño, llamadas supercúmulos, amén de materia intergaláctica. Si se supone que se cumple el llamado principio cosmológico, es decir, si se acepta que el universo presenta el mismo aspecto a gran escala en todas las direcciones (isotropía) y que ofrece la misma imagen independientemente del lugar en que se observe (homogeneidad), es posible formular las ecuaciones cosmológicas correspondientes a su evolución. Sin embargo, de las ecuaciones de la relatividad e imponiendo las restricciones mencionadas se obtiene, para la evolución del universo, una serie de modelos (cerrados y abiertos) que dependen de parámetros tales como la masa en él contenida, dato difícil de obtener dado que se considera que aproximadamente el 90% es inobservable (masa oscura). Esto hace que no sea posible, en la actualidad, optar por uno de ellos. No obstante, un hecho que sí queda bien establecido es el de un universo en expansión, lo que se ve confirmado por las observaciones. En cuanto al origen, la hipótesis aceptada generalmente hoy en día es la de la explosión inicial o big bang. De acuerdo con ella, el universo se originó a partir de unas condiciones de densidad infinita, temperatura altísima y curvatura del espacio-tiempo infinita, a partir de las cuales fue solucionando hasta alcanzar el estado que presenta en la actualidad. Dicha teoría estima la edad del universo en unos 15.000 millones de años, supone que la expansión fue en principio suave y ordenada, y que pasó por un período de expansión exponencial (fase inflacionaria). Por otro lado, las fluctuaciones de la densidad (inicialmente pequeñas) dieron lugar a regiones (de densidad mayor) en las que el menor ritmo de expansión permitió la aparición de las estrellas, galaxias, etc., o sea, de los constituyentes del universo visible. · ¿Qué es? El Universo es el conjunto de cuerpos celestes, nebulosas y espacios intermedios. Los millones de estrellas que se contemplan en el cielo forman parte de la Vía láctea o Galaxia, a la que pertenece nuestro Sol. Tiene forma de una lente biconvexa, de unos 80.000 años luz de diámetro y un grosor de unos 15.000 años luz. · ¿Cómo es de grande? Respecto al volumen, se podría hallar aplicando la fórmula que se deriva del producto de una circunferencia máxima 2 Rpor el área del círculo máximo R2, o sea V = 2 2r3: (años luz)3. En el interior y exterior de esta superficie esférica no existiría nada y el Universo todo se limitaría a esa superficie esférica. - 7 - · ¿Cuántos años tiene? Ha podido determinarse, mediante el estudio de la desintegración de uranio, la teoría del proceso evolutivo de las estrellas y la expansión del Universo, lo que ha dado origen, entre otras, a dos teorías: Escala corta: La edad sería de 1010 años. Escala larga: La edad sería de 1014 años (10000 veces mayor). En 1972 el astrónomo estadounidense Allan Sangade estableció un nuevo computo en cuanto a la edad del Universo. Según sus investigaciones podría establecerse en 13 billones de años, pudiendo llegar a los 18 billones de años. · Componentes del Universo El Universo, aun a pesar de parecer prácticamente vacío, está compuesto por multitud de sistemas, conjuntos, etc. Existe una tenue nube material de gases y polvo entre las estrellas, por lo general invisible, pero que en la cercanía de los astros brilla por fluorescencia, dando lugar a las nebulosas regulares. Los astros forman las constelaciones. Los astros y las nebulosas pertenecen a las galaxias. Existen muchos millones de sistemas estelares, que reciben el nombre de universos islas o espirales. Las galaxias se unen en hipergalaxias. Y existe la radiación cósmica, de naturaleza aún incierta, pero que se sabe que no tiene su origen ni en el Sol ni en las estrellas y que parece venir de todas las regiones del espacio. · Unidades de medida en el Universo *El año luz es la distancia que recorre la luz en el vací durante un año. Sirve para medir dimensiones enormes como las de las galaxias. · Pero, ¿cuánto es eso? Para averiguar cuántos kilómtros serían un año luz, averiguaremos cuantos segundos tiene un año: Segundos en un año = 60 * 60 * 365 *24 = 31.536.000 segundos. Así que, si la luz recorre 300.000 kilómetros cada segundo, en un año: 31.536.000 * 300.000 = 9.460.800.000.000 km En respuesta a la pregunta, un año luz, es 9.460.800.000.000 Km. - 8 - · TEORÍAS SOBRE LA FORMACIÓN DEL UNIVERSO. Existen muchas y variadas teorías sobre la formación del Universo, muchas de ellas antiguas y ya rechazadas, sin embargo, todas ofrecen dudas y, aunque cada vez son más cercanas a la que pudo ser la real, no podemos estar seguros. Desde siempre el hombre se ha preguntado cómo y porqué se formo el Universo, y aunque las teorías más conocidas históricamente fueron la teoría geocéntrica y la heliocéntrica, antes hubo otras. · TEORÍAS ANTERIORES A LA GEOCÉNTRICA Y HELIOCÉNTRICA. · Los caldeos adivinaron la existencia de los planetas, y para explicar su movimiento, se imaginaron otros tantos dioses que los gobernaban. · Los egipcios creían que los siete astros vagaban por el Nilo celeste. Los griegos pensaban que los planetas iban en carros. Siglo VII a. C.: · Tales de Mileto que pensaba que la Tierra era un disco circular. Siglo VI a. C.: · Anaximandro. Para él la Tierra era un cilindro con dos caras planas, una de las cuales habitamos. Siglo VI a. C.: · Anaxímedes, para quien la Tierra era un disco plano y los astros, otros que flotaban dentro de una esfera en la que están clavadas las estrellas. Siglo VI a. C.: · Pitágoras y sus discipulos inicaron la teoría de la esfericidad de la Tierra, así como la doctrina de los astros. 409 a 356 a. C.: · Euxodio. Para explicar los movimientos de los astros en el firmamento, supuso a la Tierra inmóvil, e imaginó un sistema de esferas con un centro común, el mismo de la Tierra. - 9 - Siglo III a. C.: · Aristarco de Samos, que expuso, por primera vez, la teoría heliocéntrica, declarada contraria a la física por near principios absolutos, a la astronomía por no salvar las apariencias y, a la religión, por ofender a los dioses. 240 a. C.: · Apolonio, que para explicar los movimientos de los planetas, ideó los epiciclos, que eran el círculo que recorría un planeta con movimiento uniforme y alrededor de un centro, y los deferentes, donde este centro giraba alrededor de otro círcculo de mayor diámetro. · TEORÍA GEOCÉNTRICA. · ¿En qué consiste? Esta teoría tiene como punto más característico en la idea de que la Tierra es el centro del Universo, idea que se ajustaba de forma bastante esacta a las observaciones que se hacían del cielo a simple vista. Las estrellas forman una fina capa celeste alrededor de la Tierra llamada bóveda celeste, y entre ella y la Tierra, se encuentran el resto de los planetas (excepto Urano, Neptuno y Plutón) el Sol y la Luna en el siguiente orden: la Luna, Mercurio, Venus, el Sol, Marte, Júpiter y Saturno, tal y como se muestra en la representación gráfica del model geocéntrico (dib2). · ¿Quién la ideó? En el siglo II a. C., Tolomeo propuso esta teoría que perduró hasta el siglo XV. · LA TEORÍA HELIOCÉNTRICA. · ¿En qué consiste? La teoría heliocéntrica, se puede decir que es la opuesta a la geocéntrica, ya que la característica más notable en esta es que el Sol es el centro del sistema y no del la Tierra. Ésta sólo gira a su alrededor como el resto de los planetas, describiendo órbitas elípticas. El Universo es infinitamente grande, y los planetas están más cerca de la Tierra que las estrellas, según ésta teoría, y todos los cuerpos del Universo se atraen entre sí. - 10 - · ¿Quién la ideó? Participaron varios físicos en su creación y perfeccionamiento: Siglo XV: -Copérnico, resucitando la idea heliocéntrica de Aristarco, colocó al Sol en el centro del mundo y a los planetas girando a su alrededor. Como la teoría del griego, la copernicana halló no poca oposición. -Uno de los oponentes a la teoría de Copérnico fue Tycho Brahe. Propuso que la Tierra estaba en el centro del sistema, a su alrededor, la Luna y el Sol, y, alrededor de éste, el resto de los planetas. -Kepler, discípulo de Tycho, consagró el sistema copernicano al formular las tres leyes siguientes: 1ª: Los planetas describen elípses, en uno de cuyos focos está el Sol. 2ª: El radio vector de cada planeta barre áreas proporcionales a los tiempos empleados en recorrerlas. 3ª: Los cuadrados de los tiempos empleados en recorrer las órbitas, son proporcionales a los cubos de sus distancias medias al Sol. Estas leyes permitieron a Newton descubrir la ley de gravitación universal. · OTRAS TEORÍAS ACTUALES SOBRE EL ORIGEN DEL UNIVERSO. *TEORÍA DE HOYLE. · ¿En qué consiste? Defiende un Universo estático, sin principio ni fin, que permanece inalterable. Cuando una galaxia envejece y muere, otra nueva le sustituye. · ¿Es válida? Algunos cálculos realizados parecen indicar que las galaxias se originaron al mismo tiempo, lo cual echa por tierra esta teoría. - 11 - *EL BIG BANG (gran explosión). El Universo está en un cambio contínuo. Su estudio permite reconstruir la historia y suponer cuál fue su origen. Las galaxias se desplazan separándose, lo que permite asegurar que el Universo se expande en todas direcciones, es decir, que aumenta de volumen progrsivamente. · ¿Quién la ideó y en qué consiste? Edwin Huble descubrió en 1929 que el Universo está en expansión, en lo que se apoyo para formular la teoría de Big Bang: Al principio, toda la masa que hoy se encuentra dispersa en las galaxias, se concentraba en un punto llamado el superátomo. Este tenía, obviamente, un densidad enorme, lo que provocó la gran explosión, que causó la expulsión de toda la materia en todas direcciones, hace, más o menos, 15.000 millones de años. En los primeros instantes, la materia esparcida consistía en protones, electrones y neutrones independientes. A medida que se alejaban se fue produciendo un enfriamiento que permitió que estas partículas se organizaran: Protones, Electrones, Neutrones >> Hidrógeno y Helio Masas de hidrógeno y helio + fuerzas gravitatorias = Galaxias Y en el interior de las galaxias se produjo el proceso de formación de las estrellas( ver "1.1a Las estrellas, ¿Cómo son y de qué están hechas?" ). · Planetas: Los agregados se unieron formando los planetas. · Satélites: Algunos discos de materia quedaron girandoalrededor de los planetas. · Asteroides: Agregados que no llegaron a unirse los formaron. Big bang: nombre que recibe el instante inicial de la gran explosión (en inglés, big bang) que dio origen a la expansión del universo, según la teoría cosmológica que goza en la actualidad de mayor aceptación y es conocida como modelo estándar. La teoría del big bang predice un universo con una edad finita, comprendida entre 10.000 y 20.000 millones de años. En las últimas décadas, los esfuerzos y medios empleados en tratar de precisar esa edad han sido muy importantes, influyendo notablemente en el desarrollo de la cosmología moderna. Además, conociendo el parámetro que determina la edad del universo es posible establecer asimismo la distancia a la que se encuentran las galaxias remotas. Éste es el objetivo principal de los estudios en el campo de la cosmología y a él está dedicado uno de los proyectos más ambiciosos de la observación astronómica del siglo, que tiene como centro la puesta en órbita del telescopio espacial «Hubble», cuyas observaciones han de ayudar a determinar las escalas de distancias en el universo. - 12 - Dado que las galaxias se alejan mutuamente con el paso del tiempo, al invertir el proceso se recupera la imagen de un universo donde éstas estaban más juntas, hasta llegar a un punto en que toda la materia se encuentra concentrada en un mismo lugar, punto correspondiente al origen de universo. El desarrollo de la teoría del big bang se inició en la década de los años treinta del siglo XX, principalmente gracias a los trabajos de Georges Henri Lemaître, completados en la década de los años cuarenta por los de George Gamow y su equipo. · Gravitación: La gravitación es la fuerza de atracción mutua que experimentan los cuerpos por el hecho de tener una masa determinada. La existencia de dicha fuerza fue establecida por el matemático y físico inglés Isaac Newton en el s. XVII, quien, además, desarrolló para su formulación el llamado cálculo de fluxiones (lo que en la actualidad se conoce como cálculo integral). · Ley de la gravitación universal: La ley formulada por Newton y que recibe el nombre de ley de la gravitación universal, afirma que la fuerza de atracción que experimentan dos cuerpos dotados de masa es directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa (ley de la inversa del cuadrado de la distancia). La ley incluye una constante de proporcionalidad (G) que recibe el nombre de constante de la gravitación universal y cuyo valor, determinado mediante experimentos muy precisos, es de 6,670.10-11 Nm²/kg². Para determinar la intensidad del campo gravitatorio asociado a un cuerpo con un radio y una masa determinados, se establece la aceleración con la que cae un cuerpo de prueba (de radio y masa unidad) en el seno de dicho campo. Mediante la aplicación de la segunda ley de Newton tomando los valores de la fuerza de la gravedad y una masa conocida, se puede obtener la aceleración de la gravedad. Dicha aceleración tiene valores diferentes dependiendo del cuerpo sobre el que se mida; así, para la Tierra se considera un valor de 9,8 m/s² (que equivalen a 9,8 N/kg), mientras que el valor que se obtiene para la superficie de la Luna es de tan sólo 1,6 m/s², es decir, unas seis veces menor que el correspondiente a nuestro planeta, y en uno de los planetas gigantes del sistema solar, Júpiter, este valor sería de unos 24,9 m/s². En un sistema aislado formado por dos cuerpos, uno de los cuales gira alrededor del otro, teniendo el primero una masa mucho menor que el segundo y describiendo una órbita estable y circular en torno al cuerpo que ocupa el centro, la fuerza centrífuga tiene un valor igual al de la centrípeta debido a la existencia de la gravitación universal. A partir de consideraciones como ésta es posible deducir una de las leyes de Kepler (la tercera), que relaciona el radio de la órbita que describe un cuerpo alrededor de otro central, con el tiempo que tarda en barrer el área que dicha órbita encierra, y que afirma que el tiempo es proporcional a 3/2 del radio. Este resultado es de aplicación universal y se cumple asimismo para las órbitas elípticas, de las cuales la órbita circular es un caso particular en el que los semiejes mayor y menor son iguales. - 13 - · Galaxia: Conjunto de estrellas y de materia interestelar, ligadas por interacciones gravitatorias, que presenta las mismas características que la Galaxia (Vía Láctea) a la que pertenece nuestro sistema solar. Las galaxias pueden constar sólo de dos miembros (galaxia doble), aislados o enlazados por un puente de materia gaseosa, o bien constituir inmensas concentraciones de centenares y hasta millares de estrellas (cúmulos y supercúmulos). Solamente poseen un nombre específico las galaxias que destacan a simple vista en el cielo nocturno. En general, se las designa por el número de orden que tienen en los catálogos «Messier» (M), «Dreyer» o el «New General Catalogue» (NGC). Todas las galaxias existentes en el universo pueden agruparse en unos pocos tipos principales: *Galaxias elípticas (E) Se se caracterizan por tener forma de elipsoide de revolución, cuyo aplanamiento permite dividirlas en ocho grandes grupos, desde E0 (esféricas) hasta E7 (las de forma elíptica más pronunciada). En ellas, la concentración de estrellas disminuye del núcleo, muy pequeño y brillante, hacia los bordes. *Galaxias espirales o espirales normales (S) Son aquellas que presentan unos brazos que emergen tangencialmente del núcleo en dos puntos diametralmente opuestos. Dotadas de un movimiento de rotación, entre ellas se distinguen tres grupos (Sa, Sb, Sc), según la abertura de sus brazos y la importancia de la condensación central. Incluyen el grupo de las espirales barradas (SB), divididas a su vez en tres grupos (SBa, SBb y SBc), según el desarrollo de la barra, y cada uno de ellos en dos subgrupos, según que los brazos salgan en ángulo recto de los extremos de la barra SBa o tangencialmente del núcleo SBa. *Galaxias irregulares (Ir) Comprende aquellas galaxias cuyo aspecto no presenta una simetría ni una estructura bien definidas. Se clasifican en dos grandes grupos: las irregularidades de tipo I o magallánico (Ir I) y las irregulares de tipo II (Ir II). Las primeras son muy ricas en materia interestelar y en estrellas jóvenes. Las del segundo grupo son galaxias aplanadas con zonas de absorción distribuidas irregularmente, que a veces tienen forma de filamentos muy extensos. Son poco comunes y difíciles de resolver en estrellas individuales. Galaxias lenticulares o lenticulares normales (SO) Las galaxias lenticulares constituyen un grupo de transición entre las galaxias elípticas y las espirales, y se dividen en tres subgrupos: SO1, SO2 y SO3. Poseen un disco, una condensación central muy importante y una envoltura extensa. Incluyen las lenticulares barradas (SBO), que comprenden tres grupos: en el primero (SBO-1), la barra es ancha y difusa; en el segundo (BO-2) es más luminosa en las extremidades que en el centro; y en el tercero (SBO-3) es ya muy brillante y bien definida. El estudio de las galaxias constituye en la actualidad uno de los principales objetos de la astronomía. - 14 - La distancia a que se hallan puede determinarse mediante diversas técnicas, como por ejemplo estudiando el ritmo con que varía la luz emitida por ciertas estrellas variables características (Cefeidas). El alejamiento (recesión) de las galaxias constituye una prueba fundamental de la expansión del universo, base de la teoría del big bang. Markarian, galaxias de Nombre que designa las galaxias activas (intensa emisión ultravioleta) que forman pares y tienen probablemente un origen común, por lo que son interesantes para el estudio general de la evolución y formación de las galaxias. Seyfert, galaxias de Grupo de galaxias caracterizadas por presentar un núcleo muy brillante, luminosidad variable, una emisión de rayos infrarrojos muy intensa y un espectro de rayas muy netas y amplias.Su nombre se debe al astrofísico Carl K. Seyfert (1911-1960), quien las estudió por primera vez. Las galaxias poseen gran variedad de formas y tamaños, pero pueden ser clasificadas en dos tipos principales a simple vista. Casi todas las galaxias son, aparentemente, bien elípticas, bien espirales. La clasificación se efectúa normalmente de acuerdo con la forma, siguiendo un esquema conocido como diagrama en «diapasón», divisado por vez primera por el astrónomo estadounidense Edwin Hubble en la década de 1920. Las galaxias elípticas son grandes cúmulos de estrellas que oscilan de forma, desde esferas perfectas hasta elipses aplanadas semejantes a puros. Las mayores galaxias del Universo conocido son sistemas elípticos enormes. Existen en los centros de densos cúmulos de galaxias, y se estima que contienen hasta cien billones de estrellas. Al parecer, estas galaxias llegaron a ser tan grandes por absorción de otras más pequeñas que erraban muy cercanas, hasta ser capturadas por los vastos campos gravitacionales de aquéllas. Por otra parte, las galaxias elípticas enanas son algunos de los sistemas estelares más pequeños conocidos, con alrededor de sólo un millón de estrellas. Se considera que son abundantes, pero resulta difícil detectarlas debido a su pequeño tamaño. Todas las estrellas contenidas en las galaxias elípticas son viejas, no existiendo en la actualidad ninguna formación estelar dentro de ellas. Las galaxias espirales son objetos agradables que recuerdan a girándulas, mostrando signos definidos de reciente v continua formación estelan Contienen una protuberancia central de estrellas viejas conocida como núcleo, circundado por un disco de material en el que constantemente se están formando nuevas estrellas. Allí donde las estrellas se han formado, en el disco, refulgen con brillante intensidad y trazan patrones espirales alrededor del núcleo. Estos «brazos» espirales rotan gradualmente en redor de la galaxia, siguiendo las regiones comprimidas de material del disco dentro de las cuales se están formando nuevas estrellas. - 14 - Las galaxias espirales aparecen en variedad de tipos, que normalmente se clasifican acorde el alcance de los brazos espirales y cuán grande sea el núcleo. Aproximadamente la mitad de todas las galaxias espirales identificadas hasta ahora tienen una característica distintiva adicional. Es ésta una estructura de estrellas en forma de barra recta que emanan desde el núcleo galáctico y se introducen en el disco. Los brazos espirales convencionales giran entonces en redor desde los extremos de las barras. Estas galaxias se denominan galaxias espirales barradas. Al igual que las galaxias espirales, pueden ser subdivididas en diferentes tipos también acorde el alcance de sus brazos y cuán largo sea el núcleo. El origen de las barras parece estar relacionado con las interacciones gravitacionales de las estrellas en un espiral giratorio. Las galaxias lenticulares forman una clase intermedia de galaxia, entre las elípticas y las espirales. Poseen protuberancias nucleares y un delgado disco de estrellas, pero carecen de brazos espirales. A veces las galaxias lenticulares también tienen una estructura en forma de barra. Las galaxias carentes de estructura obvia o núcleo son denominadas galaxias irregulares. las irregulares de Tipo 1 son galaxias que muestran evidencia de brazos espirales que han sido perturbadas de alguna manera. Una irregular de Tipo II es sólo un confuso cúmulo de estrellas. Hay evidencia de que las galaxias muy pequeñas de este tipo, conocidas como galaxias irregulares enanas, se pueden formar a partir de la materia caída dentro del espacio intergaláctico durante las colisiones entre galaxias mayores. Al igual que las espirales, Las irregulares están experimentando todavía el proceso de formación estelar. · ESTRUCTURA DE LAS GALAXIAS Se creyó alguna vez que las regiones visibles de una galaxia espiral representaban el sistema en su totalidad. Los astrónomos consideran ahora que la materia que ha formado las estrellas no es sino una fracción diminuta del material total contenido en el interior de una galaxia. Esta otra masa está contenida en forma de objetos vagos, demasiado pálidos como para ser vistos desde las distancias a las que nosotros contemplamos las galaxias, u otras formas de materia que no podemos detectar directamente. Entre la materia demasiado pálida para poder ser vista desde la Tierra, el disco de una galaxia espiral contiene vastos caminos de polvo y gas que no están luminados. Algunas veces, los caminos de polvo llegan a ser visibles porque bloquean la luz procedente de los brazos espirales, permitiéndonos reconocer su silueta. El disco galáctico contiene asimismo muchas estrellas más viejas y vagas que no pueden ser vistas porque son eclipsadas por las jóvenes estrellas brillantes en los brazos espirales. La rotación de las estrellas alrededor de las galaxias espirales ha proporcionado importantes claves para saber que las galaxias contienen mucha más materia de la que es posible ver. El estudio del modo en que los brazos espirales rotan ha conducido a los astrónomos a creer que existen grandes halos esféricos escondidos de materia alrededor de las galaxias espirales. - 15 - Según la evidencia visible parecería que la mayoría de la masa de una galaxia, como la masa del sistema solar, está concentrada en su centro. Esto implicaría que, a medida que la galaxia rota, las estrellas situadas más lejos del centro se moverían con mayor lentitud que aquellas que están más cerca del centro. Sin embargo, la observación no corrobora esta posibilidad. En cambio, es más probable que la mayor parte de la masa de una galaxia exista más allá de sus límites visibles, contenida en un vasto halo esférico de materia. Se cree que la materia del halo está contenida en cierta cantidad de objetos diferentes, como por ejemplo: estrellas pálidas que han escapado del disco de la galaxia; estrellas debilitadas, conocidas como enanas marrones; y los restos de estrellas que se han colapsado y muerto, formando objetos que incluyen las estrellas de neutrones y los agujeros negros. Las nubes de gas están probablemente presentes, también, en el halo. Junto con los objetos más pálidos, el halo contiene asimismo unos luminosos conocidos como cúmulos globulares. Los cúmulos globulares pueden ser considerados primos pequeños de las galaxias elípticas. Son cúmulos esféricos de estrellas unidas por su mutua fuerza de gravedad. No existe ningún tipo de formacioii estelar dentro dc los cúmulos globulares. Orbiran el núcleo de sus galaxias nodrizas, definiendo una región esférica que se cree que señala los límites del halo galáctico. Los cúmulos globulares contienen estrellas que son muy antiguas, creyéndose que la mayoría se han formado hace unos 10 billones de años. Los cúmulos globulares más grandes contienen unos pocos millones de estrellas. Las galaxias espirales tienen normalmente unos 150 cúmulos globulares mientras que las galaxias elípticas pueden tener hasta mil. Se cree que cuando las nubes de gas se colapsaron para formar las galaxias, las regiones aisladas se colapsaron a su vez por separado formando los cúmtulos globulares. Muchos astrónomos creen que más allá del halo galáctico existe una región esférica mucho más grande conocida como corona. La corona puede ser como cuatro veces el largo del diámetro del halo galáctico. Puede contener partículas exoticas, conocidas como materia oscura, que se comportan de forma muy diferente a las cinco partículas estables fundamentales. Aun criando estas partíctilas exóticas son, hasta ahora, indetectables debido a las limitaciones de incluso la tecnología más avanzada hoy disponible, con todo su presencia puede ser inferida a partir de su efecto gravitacional sobre la materia luminosa de la galaxia. Se ha sugerido que la corona podría contener hasta un 90 por 100 de la materia total de la galaxia.Las galaxias son formaciones de estrellas, que se suelen juntar formando agregados, gas y polvo análogas a la Vía Láctea, tambiénconocidas por nebulosas, espirales y universos islas. - 16 - · Movimiento Las galaxias están dotadas de un movimiento de rotación en torno a su eje, sin girar en bloque como lo haría un sólido. · ¿Cuántas hay? El número de galaxias conocido es enorme: el observatorio de Harvard ha catalogado 1.249 hasta la magnitud 13, y el número de las registradas en las placas del Observatorio del Monte Wilson es del orden del millón. Todas distribuidas regularmente por todo el Universo. · ¿Son muy grandes? El diámetro de una galaxia variaría entre los 1.500 y los 300.000 años luz y contienen un número de estrellas del orden de 1011. · ¿Son todas iguales? Según su forma se dividen en tres clases: --Irregulares: Este tipo de galaxia presenta una forma desordenada ya que los agregados están revueltos y rodeados por abundantes nebulosas. Lo son un 3% de las galaxias. --Elípticas: Presentan forma de elipse, ya que los agregados se colocan de dicha forma. Tienen núcleo, pero no brazos y contienen pocas nebulosas. No encierran nubes de polvo ni estrellas azules gigantes O y B, pero sí gigantes rojas, lo que indica que deben tener una antigüedad de más de 1.000 millones de años. Constituyen un 17% de las galaxias. --Espirales: Parte de los agregados se concentran en el centro formando el núcleo de la galaxia, el resto forman prolongaciones del núcleo llamadas brazos. En estos son abundantes las estrellas azules y blancas, de lo que se deduce que éstas galaxias son más recientes e incluso algunas están en formación. Las hay atravesadas centralmente por una barra luminosa. Estas forman el 80% · La masa. La masa de las galaxias varía entre 109 y 3·1011 veces la del Sol, un 2·1030 Kg por término medio. · Luminosidad. Su luminosidad viene a ser 5·109 veces mayor que la solar; y algunas, como Andrómeda, son similares a la Vía Láctea, mientras que otras son hasta 100.000 veces menos luminosas. - 17 - · Características de algunas galaxias conocidas (tabla 2). Las dos Nubes de Magallanes son las únicas galaxias distinguibles a simple vista . Son verdaderos satélites de la Vía Láctea, y la de Andrómeda, está a 750.000 años luz de nosotros. La más lejana hasta hoy conocida parece estar a 6.000 millones de años luz. Tabla 2: GALAXIAS NÚMERO DE ESTRELLAS FORMA DIÁMETRO MEDIO (años luz) Pequeña Nube de Magallanes 1.500 millones Irregular 20.000 Gran Nube de Magallanes 5.000 millones Irregular 30.000 Vía Láctea 200 billones Espiral 100.000 Andrómeda 400 billones Espiral 150.000 · Vía láctea: Banda luminosa, formada por múltiples estrellas, nubes de polvo y gas de nuestra galaxia, vista desde la posición que ocupa la Tierra en el sistema solar. Rodea la esfera celeste siguiendo aproximadamente un círculo máximo. La Vía Láctea es una galaxia de tipo espiral, de la que forma parte nuestro propio sistema solar. Su forma es discoidal, con unos 120.000 años luz de diámetro y unos 7.000 de espesor. La región central está ocupada por una zona ovalada de unos 12.000 años luz de radio (bulbo), cuyo centro constituye el núcleo de la galaxia, de unos 800 años luz, caracterizado por una gran actividad. Dicho núcleo, que se encuentra en el centro de una región situada en la constelación de Sagitario, contiene unos 10.000 millones de estrellas, alejadas entre sí por distancias del orden de una semana luz, lo que hace que interchoquen con frecuencia. Esta región, que no se ha podido explorar hasta épocas recientes, se conoce ya relativamente bien salvo una pequeña zona central, cuyo radio no excede la distancia que separa el Sol de Saturno. En el centro del núcleo existe una fuente de ondas de radiofrecuencia (Sagitario A), muy luminosa y de estructura muy complicada. Las zonas situadas por encima y por debajo del disco galáctico están también ocupadas pr múltiples estrellas, sí bien su número es inferior y decrece a medida que aumenta la distancia respecto del centro galáctico. Estas estrellas forman una región aproximadamente esférica conocida con el nombre de halo. La Vía Láctea contiene unos 100.000 millones de estrellas, entre las cuales destaca el Sol, situado en las proximidades del plano central y que dista del centro de la galaxia una distancia equivalente a 2/7 del diámetro. - 18 - Esta posición relativa respecto del plano galáctico justifica el hecho de que al observar el cielo en la dirección de éste se aprecie una gran aglomeración de estrellas, conocida popularmente con el nombre de Vía Láctea o Camino de Santiago. Por los mismos motivos, al observar zonas situadas en dirección perpendicular al plano galáctico el número de estrellas es notablemente menor. Tradicionalmente, cuando se habla de la Vía Láctea, se hace referencia a la banda nebulosa de luz que atraviesa el cielo nocturno. El astrónomo italiano Calileo (564-1642) fue el primero en observar la Vía Láctea con un telescopio. Y apreció que estaba compuesta de incontables estrellas tenues. Durante los tres siguientes siglos los astrónomos llegaron a comprender que esta vaga línea de luz es nuestra visión de nuestra propia galaxia. La razón de que la veamos tan diferente de las otras galaxias es que la estamos viendo desde dentro. La Vía Láctea es una galaxia espiral, y, por consiguiente, relativamente plana y en forma de disco. Si miramos a lo largo del plano del disco, vemos muchas más estrellas que si lo hacemos de costado. Sin embargo, el Sol no se halla en el centro de la Vía Láctea sino que está localizado en uno de sus brazos espirales. El centro de la galaxia se sitúa en la dirección de la constelación conocida como Sagitario, nominándose los brazos espirales según las constelaciones (patrones de las estrellas) a través de las que pasan. Aun cuando la galaxia se formara hace entre lO y 15 billones de años, el Sol se formó en un brazo espiral hace sólo unos 4,5 billones de años, y desde entonces ha estado en órbita alrededor del centro de la Vía Láctea. Ha completado aproximadamente 21 órbitas y actualmente está situado en el borde de salida del brazo de Orión. Tal como su nombre lo indica, este es el brazo que contiene mayor número de estrellas en la constelación de Orión. Un reciente trabajo sobre cartografla de la galaxia ha sugerido que en realidad Orión quizá no sea un brazo espiral completo sino, simplemente, un brote que conecta el brazo de Sagitario con el de Perseo. Si tal es el caso, nuestra ubicación quedaría más correctamente situada como denrro del puente o espuela de Orión. El brazo de Sagitario cae entre nosotros y el centro galáctico, mientras que el brazo de Perseo se arrolla fuera del Sol. En sí, el centro galáctico es un lugar de considerable misterio. Está envuelto en nubes de polvo y gas que bloquean una clara visión de lo que contiene. La luz visible no puede penetrar estas nubes, contando los astrónomos con observaciones a otras longitudes de onda de radiación electromagnética que se pueden propagar a través de las nubes de polvo. Una de las fuentes más brillantes de radioemisión en el cielo proviene de un objeto conocido como Sagitario A. Se extiende éste por el centro galáctico, creyendo muchos astrónomos que se trata de un objeto exótico conocido como agujero negro. A no dudarlo, la Vía Láctea es una galaxia espiral. Sin embargo, sigue siendo discutible a qué tipo de galaxia espiral corresponde. Durante mucho tiempo se Creyó que era una galaxia espiral estándar. Pero podría haber allí una pequeña barra que uniese el núcleo a los braxos espirales, por lo que la Vía Lácttea seria una galaxia espiral barrada. Otra interesante caracteristica de la forma de nuestra galaxia es que el disco de estrellas no es plano, sino deforme. - 19 - Al igual que muchas galaxias grandes la Vía Láctea posee un número de galaxias más pequeñas que orbitan en su redor. Las Nubes de Magallanes son dos galaxias satélite irregulares, habiendo incluso cierta cantidad de galaxias enanas, más pequeñas capturadas por su influencia gravitacional. Más allá de Su influencia aplastante la galaxia está gravitacionalmenie vinculada a otras en unaasociación de galaxias conocida como Grupo Local. Éste contiene 21 miembros conocidos, de los cuales tres son galaxias espirales (la Vía láctea, Andrómeda y M33). EI resto de las galaxias del Grupo Local son elípticas --incluyendo la gigante elíptica Mafei I-- y enanas. · INTERACIÓN DE LAS GALAXIAS Las galaxias de un cúmulo están constantemente en movimiento (debido a la fuerza gravitacional mutua entre ellas y sus vecinas), por lo que cada tanto, quizá una vez cada muchos millones de años, pasan tan cercanas entre sí que pueden producirse dramáticas interacciones. Si las dos galaxias son de masas similares, los resultados de la interacción son muy diferentes de los producidos cuando una galaxia es mucho más grande que la otra. La proximidad de las galaxias también afecta al resultado final. Algunas galaxias se evitan entre sí, haciendo sentir su presencia desde cierta distancia, mientras que otras se precipitan a la vez, uniéndose. Si dos galaxias espirales de masa similar se acercan una a otra, a medida que lo hacen en mayor grado comienzan perturbar entre sí su contenido estelar; impulsan simultáneamente a las estrellas de la otra de sus órbitas perdiendo lentamente las galaxias sus patrones espirales. Algunas de estas estrellas son impulsadas fuera de las galaxias, extendiéndose en largas «colas» a través del espacio intergaláctico. Otras estrellas son desaceleradas y comienzan a caer hacia el centro de masa de las dos galaxias. Si las galaxias pasan suficientemente cerca, se unen y comienzan a ser una. Cuando las galaxias colisionan de este modo, las estrellas que contienen no se tocan en realidad entre sí: los espacios entre estrellas son tan grandes que las posibilidades de colisión, incluso en una unión galáctica, son en verdad mínimos. Si dos galaxias en colisión son de un tamaño muy desigual, entonces una resulta altamente perturbada y la otra permanece intacta. Si una pequeña y compacta galaxia pasa cerca de una grande espiral, la espiral resulta relativamente afectada, mientras que la pequeña y compacta es alterada radicalmente. Sin embargo, si la galaxia compacta pasa realmente a través de la espiral, provoca que ésta adquiera la forma de un anillo. El efecto de las interacciones galácticas sobre las nubes de gas que contienen las galaxias es algo diferente. Muy a menudo las nuevas fuerzas gravitacionales que actúan sobre las nubes accionan los colapsos que conducen a una explosión de formación de estrellas extremadamente vigorosa, un fenómeno conocido como explosión de estrellas. Un buen ejemplo es la galaxia denominada M82, que ha sido perturbada gravitacionalmente por la gran galaxia espiral cercana M82. Aun cuando la galaxia más pequeña ha sido significativamente deformada, está experimentando un rápido encuentro de formación de estrellas cerca de su centro. - 20 - Cuando las galaxias se unen, son despojadas del polvo y el gas que construye nuevas estrellas. Los sistemas fusionados no son, en consecuencia, capaces de generar nuevas estrellas. Los movimientos de las estrellas también resultan perturbados, de manera que llega a ser imposible para ellas instalarse dcntro de un régimen ordenado necesario para un disco galáctico. La naturaleza aleatoria de las órbitas tiende a hacer elípticas a las galaxias resultantes. El que sea esférico o elíptico depende de lo aleatorias que sean las órbitas. Si las inclinaciones de las órbitas son totalmente aleatorias, el sistema galáctico es una esfera; si hay tendencia a una inclinación orbital, la galaxia tiene forma oval. · Sistema solar: Agrupación formada por una estrella (el Sol) y los planetas y demás cuerpos que orbitan a su alrededor. El sistema solar, con un radio de unas 100.000 ua, está formado por un cuerpo central (el Sol, que supone un 99,85% de la masa total) y diversos cuerpos que giran a su alrededor (los planetas y sus satélites, los asteroides, los cometas, los meteoritos, la materia interplanetaria, etc.). La materia que forma el sistema, que se puede considerar reunida casi en su totalidad en una región de unas 50 ua de radio, se presenta en tres formas fundamentales: La rocosa (constituida básicamente por silicio, magnesio y hierro), la gaseosa (formada por hidrógeno y gases nobles que apenas se condensan) y la de los hielos (compuesta por agua, metano y amoníaco). El sistema solar posee diversas propiedades, tales como sus órbitas (casi circulares y todas muy próximas al plano de simetría del sistema), el movimiento directo de los planetas (es decir, en sentido contrario a las agujas del reloj), la rotación directa de los planetas alrededor de su eje de giro y la reducción de las densidades planetarias desde el centro del sistema hacia sus confines. Las técnicas de simulación mediante ordenador, utilizadas en la actualidad para el estudio de los fenómenos de formación y evolución de los cuerpos celestes, han permitido establecer una teoría relativa al origen del propio sistema solar, de los planetas que lo forman y de los satélites que orbitan a su alrededor. En cierta medida, esta teoría confirma la hipótesis nebular formulada por I. Kant, según la cual el sistema solar se habría formado gracias a un proceso de contracción de una nebulosa primitiva en rotación, probablemente gracias a la onda de choque de una supernova que habría explotado en sus proximidades (enriqueciendo además dicha nube con elementos pesados). La simulación permite justificar la formación, en ciertas circunstancias, de una zona de condensación central (que habría dado lugar al Sol) y de un disco restante cuya posterior fragmentación sería responsable de la formación de los planetas. Los granos de materia formados habrían seguido un proceso de aglomeración (teoría de los planetesimales), hasta dar lugar a los cuerpos que conocemos en la actualidad. La condensación se inició por los fragmentos rocosos y continuó por los hielos. Este proceso dio lugar también a la formación de las atmósferas primitivas. La gran actividad del Sol en formación hizo que las atmósferas iniciales fueran arrasadas y dejasen a los planetas desprotegidos y sometidos a un intenso bombardeo cometario. - 21 - Los planetas interiores regeneraron sus atmósferas (salvo Mercurio, que carece de ella) mediante los procesos volcánicos que tuvieron lugar durante la contracción que se produjo en su enfriamiento. Por el contrario, los exteriores, apenas afectados por la actividad solar, retuvieron la atmósfera inicial; por su parte, Plutón y los satélites perdieron el hidrógeno y el helio por estar sometidos a una menor atracción gravitatoria, debido a su pequeño tamaño. La Luna cambia de aspecto continuamente en el cielo terrestre en un intervalo de 29,5 días; la duración del mes (calendario) se ha establecido por el tiempo que la Luna demora en completar su ciclo alrededor de la Tierra. El cambio de aspecto lunar se debe a las variaciones de su superficie iluminada por el Sol. Cuando el disco lunar se halla en las cercanías del disco solar sólo brilla un pequeño sector de la Luna; éste irá ampliándose a medida que transcurran los días y se aleje del Sol. Cuando el Sol se ponga y simultáneamente aparezca la Luna, se habrá completado el brillo de todo el disco lunar; entonces se dice que es Luna Llena. Posteriormente, se podrá observar que la sección brillante del disco irá disminuyendo de tamaño y cambiando de forma a medida que se vaya acercando nuevamente al Sol hasta que, en sus cercanías, prácticamente desaparece de la visión (Luna Nueva). De este modo se repite una rutina de transformaciones denominada ciclo de las fases lunares. Se trata de un cuerpo sólido de forma esférica, con un diámetro de unos 3.400 km (una cuarta parte del diámetro terrestre) y con una densidad similar a la de las capas externas de la corteza de la Tierra. A simple vista, en su superficie se distinguen zonas claras y otras oscuras; con binoculares (o con un pequeño telescopio), las regiones oscuras se ven lisas y sugieren haber sido cubiertas por material volcánico, hoy ya solidificado. Las zonasclaras, en cambio, aparecen cubiertas casi en su totalidad por cráteres de impacto. Se aprecian cráteres de gran variedad de tamaños, inclusive unos superpuestos sobre otros, en número realmente enorme. Uno de los mayores es el bautizado Clavius, de 200 km de diámetro; sin embargo, los más frecuentes son de unos 20 km a 30 km de diámetro. Una consecuencia de la ausencia de erosión en la Luna, es que los cráteres se conservan tal como cuando se formaron. También hay cadenas de montañas, algunas bastante elevadas (como las terrestres) que se ubican hacia los bordes exteriores de las zonas planas (llamadas marias). El color del suelo lunar depende mucho del ángulo de incidencia de los rayos solares sobre su superficie. En realidad, la Luna es bastante oscura según ha sido confirmado por los astronautas, además de las imágenes recogidas por las diferentes naves que la sobrevolaron. Objetivamente, el color de la Luna es de un amarillo oscuro, similar al de la arena húmeda; el hecho de que la veamos a simple vista tan clara y brillante, se debe sólo al contraste de su brillo con el fondo oscuro del cielo que la rodea. La mayoría de las piedras lunares recogidas por los astronautas son negras, aunque se han percibido otras de color amarillo y también marrones. - 22 - Las piedras lunares son tanto o más viejas que las rocas terrestres: alcanzan una edad cercana a los 4 mil millones de años. Respecto a su naturaleza, el estudio de sus piedras indica diferencias notables respecto de la composición de las muestras terrestres. La Luna no posee atmósfera. Una consecuencia llamativa de ello es que la línea que separa en su superficie la región iluminada de la oscura (llamada terminador) es perfectamente nítida (así se aprecia desde la Tierra). Si tuviera atmósfera el terminador sería borroso, y mostraría un ligero resplandor como el que se observa en los crepúsculos terrestres. La ausencia de una atmósfera en la Luna es consecuencia de que su masa es menor que la terrestre, y en consecuencia su atracción gravitatoria no tiene suficiente fuerza para retener una atmósfera; si alguna vez existió una atmósfera en la Luna, hace muchísimo tiempo que se disipó en el espacio. Dos de los movimientos principales de la Luna son: su giro alrededor de la Tierra (traslación lunar); y la rotación sobre sí misma (rotación lunar), con la particularidad de que ambos cumple en aproximadamente el mismo intervalo de tiempo. Como consecuencia, la Luna presenta siempre la misma porción de superficie mirando a la Tierra, de tal manera que la otra cara permanece permanentemente invisible para un observador en cualquier lugar de la Tierra. Por último, el tercer movimiento de la Luna es el que realiza alrededor del Sol, acompañando la traslación de la Tierra (el año lunar coincide, aproximadamente, con el año terrestre). La Luna ejerce una continua influencia física sobre nuestro planeta: un ejemplo conocido es el fenómeno de las mareas; esto es, la fuerza de atracciónn gravitatoria lunar produce una leve deformación en la superficie terrrestre, la cual se evidencia por el flujo y reflujo continuo en las aguas de los océanos y mares de la Tierra. Para un observador ubicado en cierto lugar de la Tierra se observará una marea máxima (pleamar); cuando la Luna alcance su posición más alta sobre el horizonte. Unas seis horas más tarde se verá una marea mínima (bajamar). La misma pleamar se observará cuando la Luna se halle invisible desde el mismo sitio, ubicada en el punto más bajo por debajo del horizonte (esto sucederá en algo más de 12 horas después de la pleamar anterior). Como resultado final, en el transcurso de un poco más de un día, se tendrá siempre dos mareas máximas y dos mínimas. Otra acción de las mareas es la variación a largo plazo de la distancia media entre la Tierra y la Luna. Este fenómeno es consecuencia del principio de acción y reacción: la Tierra reacciona al freno impuesto por las mareas lunares, impulsando a la Luna hacia adelante y, por lo tanto, provocando un ensanchamiento gradual de su órbita. - 23 - Al respecto, los astronautas de las misiones APOLO dejaron en la superficie de la Luna varias configuraciones de espejitos que reflejan la luz de brevísimos impulsos láser enviados desde observatorios terrestres. El tiempo de ida y vuelta, multiplicado por la velocidad de la luz, da como resultado la distancia entre el aparato láser y los espejitos de la Luna. Estas mediciones se efectúan desde hace casi 20 años, lo que ha permitido comprobar que la órbita lunar se "ensancha" unos 3 cm por año. · Origen y evolucion del Sistema Solar Hay dos grupos de teorías que intentan explicar su origen. Son las hipótesis de fragmentación y las hipótesis de condensación o teorías nebulares. *Las teorías de fragmentación o hipótesis catastróficas. Parten casi todas de una catástrofe, el choque o el paso muy cercano de dos estrella. Hoy en día, estas teorías están en total desuso porque se considera que tanto el choque de dos estrellas como un acercamiento importante entre las mismas es altamente improbable. En el s. XVIII algunos científicos como Buffon sugirieron que el origen del sistema solar se debía al choque de una estrella con el sol: el desprendimiento de un material que se producía en esta gran colisión originaría los planetas. Otros científicos piensan que nunca llegó a producirse tal choque, sino simplemente un gran acercamiento entre el sol y la estrella. La fuerza de la gravedad sería la encargada de sustraer material, dentro del sol como de la estrella, material que, tras su desplazamiento, no retornó a su ligar de origen, sino que se quedó girando alrededor del sol y originó posteriormente los planetas. El conocimiento de la existencia de estrellas binarias o dobles en el universo hizo pensar a Hoyle, ya en nuestro siglo, que el sol podría haber sido la estrella binaria de otra. Según esta hipótesis, el origen del sistema solar se explicaría por la explosión de esta imaginaria estrella; el material de la misma habría originado los planetas. *Las teorías nebulares. Comienzan a formularse en el s.XVIII. Kant y Laplace sustentan que el sistema solar se originó a partir de una nube de partículas. Ésta, al comenzar a girar, concentró una parte de la materia en el centro y expulsó el resto hacia el exterior. A partir de esta materia externa se originarían los planetas. Entre los años 1944 y 1950, los científicos Weizsäzker y Kuiper propusieron la denominada teoría planetesimal, denominada así porque en ellas las partículas de la primitiva nube o nebulosa reciben el nombre de planetésimo o fragmentos de planetas. Esta teoría relata la formación del sistema solar de la siguiente manera: - 24 - Hace unos 5000 millones de años, una nebulosa comenzó a contraerse y a originar concentraciones de materia o glóbulos. Los choques que se produjeron entre los átomos de hidrógeno, en el centro de la nebulosa, dieron lugar a reacciones nucleares, las cuales originaron una enorme cantidad de energía: es el comienzo del Sol. La radiación del Sol, situado en el centro de la nebulosa, propició la vaporización del resto de ésta. El giro de la nebulosa formó un disco aplanado. La nebulosa fue enfriándose y condensándose en partículas de pequeño tamaño (planetésimos), y después en planetoides más grandes. Los elementos ligeros se condensaron en las zonas más frías, que estaban en el exterior del disco y que dieron lugar a los planetas exteriores. Los planetas interiores o terrestres se calentaron debido a los choques de los planetésimos, se fundieron y se diferenciaron por densidades. Así se originaron un núcleo metálico, una envoltura de rocas y una atmósfera. Posteriormente los planetas se enfriaron. En el espacio aún existen planetoides, que chocan con los planetas y producen en ellos innumerables cráteres, o que son capturados gravitacionalemente y se convierten en satélites. Los planetas que se iban diferenciando por densidades iban creando una atmósfera con los gases liberados, que sólo era retenida en aquellos planetas quetenían una gravedad importante. · Los Asteroides El Sistema Solar aún contiene otros cuerpos, en general más pequeños que los planetas o sus lunas: se trata de los asteroides o pequeños planetas. En el siglo XVIII, cuando todavía el Sistema Solar terminaba en Saturno, se consideraba válida una expresión matemática que señalaba una relación entre el orden de cada planeta respecto del Sol y su distancia al mismo. Cuando el planeta Urano fue descubierto, su ubicación en el Sistema Solar resultaba de acuerdo con lo establecido en esa regla (ley de Bode). De esa ley podía deducirse además que debía existir algún astro entre Marte y Júpiter, aunque allí no se había observado ninguno. La incógnita se mantuvo hasta la noche del 1 de enero de 1801, cuando el astrónomo italiano Piazzi descubrió con un rudimentario telescopio un nuevo cuerpo en esa región, al que llamó Ceres; luego se determinó que se trata de una pequeño planeta más o menos esférico de unos 1.000 km de diámetro. Se había cumplido una vez más la ley de Bode.Sucedió entonces que, en 1802, se descubrió otro en la misma zona, Pallas; luego, en 1804, otro más: Juno. La cuenta se engrosó en 1807, cuando fue hallado otro planetita: Vesta; el siguiente en el orden de descubrimiento fue Astrae, ya en 1845. Todos los que fueron encontrándose resultaron mucho más pequeños que Ceres: Pallas (490 km), Vesta (400 km); y Juno (190 km); el resto tiene dimensiones desde unas pocas decenas de kilómetros a cientos de metros, o quizás menos. Actualmente, Hator es el más pequeño conocido: 500 m. En razón de sus reducidas dimensiones se los denominó "pequeños planetas" y como, al ser observados telescópicamente, tienen una apariencia estelar, se los designó asteroides, que literalmente significa "con forma de estrella". - 25 - Únicamente son esféricos aquellos asteroides de mayores dimensiones; el resto tiene formas bastantes irregulares. En particular, Héctor tiene forma de reloj de arena (tal vez sean dos cuerpos unidos en uno solo). Se ha estimado que la masa de todos los asteroides juntos sería de apenas el 1% de la masa de la Tierra. Las observaciones indican que sus superficies son rugosas y, en algunos casos, con diferentes clases de asimetrías detectadas mediante las variaciones irregulares de sus brillos. Se conocen las órbitas de alrededor de 15.000 asteroides. Se descubren, sin embargo, muchos miles más mediante largas exposiciones fotográficas, pero nose tienen datos suficientes para calcular las trayectorias de todos ellos. Si bien la mayoría de los asteroides se encuentran entre Marte y Júpiter, se hallaron otros ubicados en lugares alejados de esa zona del Sistema Solar. El planetita Hidalgo se acerca bastante a Saturno, y Cirón, por su parte, gira en órbita entre Saturno y Urano. Otros asteroides, pasan muy cerca del Sol (se los llama objetos Apolo) y algunos de ellos tienen órbitas tales que en su rotación alrededor del Sol se aproximan a la Tierra. Otros, en cambio, se alejan tanto como Neptuno y Plutón. Júpiter ejerce una fuerte influencia gravitatoria sobre los asteroides; puede decirse que algunos han sido "capturados" por la gravedad de Júpiter. Se ha observado que unos 20 planetitas están ubicados a la misma distancia del Sol que Júpiter, con períodos de traslación semejantes al de ese planeta; se los llamó Troyanos, y los nombres individuales de los objetos que forman este grupo recuerdan a los héroes griegos mencionados por Homero en la Ilíada y la Odisea. Los asteroides Troyanos se ubican en uno de los vértices de un triángulo equilátero con vértices en el Sol y Júpiter. Si no existiera la influencia gravitatoria de los grandes planetas (fundamentalmente Saturno y Júpiter) sobre las órbitas de los asteroides, las trayectorias de los planetitas tendrían que encontrarse, después de cierto tiempo, en el mismo lugar del espacio. Pero esa situación no se produce, justamente por efecto de esas perturbaciones gravitaciones, las cuales continuamente modifican sus órbitas. - 26 - Los astrónomos han agrupado a los asteroides en conjuntos llamados familias, cuyos miembros tienen órbitas semejantes. Esta situación puede brindar una pista sobre el origen de los asteroides, ya que el hecho de que muchos de ellos tengan aproximadamente la misma órbita podría ser debido a la fragmentación natural de un cuerpo planetario más grande, o quizás a que están relacionados entre sí por algún otro origen común. · Los Cometas Estos astros aparecen repentinamente y sólo algunos pocos son visibles a simple vista mostrando colas notables y llamativas. El más famoso de todos es el cometa Halley, que aparece cada 76 años. Este cometa lleva su nombre por el astrónomo E. Halley, quien pudo verificar que sus apariciones eran periódicas a partir de registros de observación anteriores; Halley había observado "su" cometa en 1682 y predijo su retorno para 1758. Ha sido posible determinar que la observación más antigua conocida del cometa Halley es del año 467 AC. Su último pasaje por las cercanías del Sol se produjo en febrero de 1986 y el próximo se producirá en el año 2062. Todos los cometas forman parte del Sistema Solar, y algunos de ellos describen órbitas elípticas tan elongadas que sus períodos de revolución son muy largos: decenas o cientos de años. Cada año se observan de una a dos docenas de cometas pasando por las cercanías del Sol; sin embargo, aún en esas condiciones de proximidad, sólo ocasionalmente un cometa llega a ser tan brillante como para ser observado a simple vista, sin la ayuda de un telescopio. Un cometa está constituido de una región brillante y pequeña, de unos pocos kilómetros de diámetro, denominada "cabeza del cometa". En ella se halla una zona central (núcleo); que contiene elementos congelados, entre los cuales el más abundante parece ser hielo (de agua), dióxido de carbono y monóxido de carbono, y quizás algo de metano y amoníaco.Distribuidas entre las moléculas de la cabeza del cometa hay partículas de polvo, y por esta razón se dice que el núcleo es una bola sucia de hielo.A grandes distancias del Sol el cometa se halla inactivo y sólo refleja la luz solar; pero cuando en su trayectoria se aproxima al Sol, el material del núcleo se calienta y es disociado por la radiación solar. De modo espectacular, de la cabellera emergen, empujadas por la intensa radiación solar, dos "colas" tenues y brillantes: una de gas y otra de polvo, extendiéndose millones de kilómetros. Los astrónomos sugieren que los cometas retienen, en forma de hielo y polvo, la composición de la nebulosa primitiva con que se formó el Sistema Solar y de la cual se condensaron luego los planetas y sus lunas. Por esta razón el estudio de los cometas puede dar indicios de las características de aquella nube primordial. - 27 - · Meteoros En las noches claras se observa que en forma repentina un punto evemente brillante del cielo se desplaza rápidamente; en pocos segundos desaparece de la visión: son las llamadas estrellas fugaces o meteoros. Se trata de partículas de polvo de muy pequeño tamaño que al penetrar en la atmósfera terrestre, se queman rápidamente por el roce con os gases de la misma, lo que sucede a una altura entre 60 y 120 km. Algunos meteoros, aquellos de mayores imensiones y pesos apreciables, son más brillantes y llegan a describir más largas trayectorias, mostrándose por más tiempo. En una noche despejada y alejado de la iluminación de las ciudades se pueden observar una media docena por hora. Al final de la noche se alcanzan a ver más meteoros que al comienzo, pero hay épocas del año en que desde un cierto lugar de la Tierra, el cielo se llena de meteoros formando verdaderas "lluvias de estrellas fugaces", las que suelen durar unas horas o bien unos días. Por un efecto de perspectiva, para el observador terrestre, todos los meteoros de una lluvia parecen emerger de un único sitio del cielo, llamado "punto radiante". Las lluvias de meteoros reciben el nombre de la constelación donde aparece el mencionado punto radiante. Por ejemplo, las Leónidas esuna lluvia de estrellas que ocurre hacia la constelación de Leo; este fenómeno aparece todos los años en la misma fecha, a mediados de Noviembre, aunque resulta particularmente abundante en meteoros cada 33 años. El 13 de noviembre de 1833 se produjo una de las lluvias más espectaculares de la época moderna: se observó unas 200.000 estrellas fugaces por hora. Se ha acumulado evidencia de que estas lluvias se vinculan con los restos de cometas. Es decir, al aproximarse los cometas al Sol se han desintegrado, dejando parte de su polvo en forma de una tenue nube de partículas. Ese polvo describe una trayectoria alrededor del Sol de la misma manera que los planetas, y por lo tanto también se lo considera miembro del Sistema Solar. Cuando la Tierra atraviesa la región de la nube de polvo, las partículas caen en la atmósfera provocando esa enorme cantidad de estrellas fugaces. Debido al movimiento periódico de la Tierra alrededor del Sol, el encuentro con la nube y las consecuentes lluvias de estrellas, suceden aproximadamente en la misma fecha de cada año. Por otra parte, en raras ocasiones, al penetrar en la atmósfera y antes de impactar contra el suelo, también se observa que los meteoros explotan y resultan tan brillantes como, por ejemplo, la Luna Llena. En oportunidades, si son espectacularmente brillantes, se los puede ver durante el día; a veces aparece un meteoro que en su trayectoria en el cielo deja una estela brillante y que al desintegrarse puede producir fuertes ruidos: cuando sucede un fenómeno como éste, a dicho meteoro se lo denomina bólido. Si además los meteoros son lo suficientemente grandes, antes de quemarse totalmente atravesando la atmósfera pueden llegar a impactar la superficie terrestre: entonces se los denomina meteoritos. - 28 - Si se trata de rocas de grandes dimensiones (fragmentos de asteroides o núcleos de cometas), en el choque pueden producir un cráter de impacto. Algunos de éstos cráteres se pueden advertir en la superficie terrestre, aunque muy afectados por la erosión. Se conocen unos 160 cráteres en toda la tierra. Se puede mencionar, como ejemplo, que en el año 1908 un meteoro aparentemente de grandes dimensiones produjo daños considerables en una extensa región deshabitada de Siberia (Rusia). En Arizona (USA) se halla un cráter de unos 1.200 m de diámetro y profundidad de 175 m, posiblemente producido por el choque de un trozo de asteroide, hace 50.000 años.Se ha estimado que el diámetro de un crater producido por un meteoro es alrededor de 10 veces el diámetro del meteoro que impacta. Los meteoritos recogidos en la superficie terrestre son de los tipos: rocosos y metálicos. Los rocosos (más abundantes) son difíciles de reconocer por su similitud con las piedras terrestres, y por lo tanto deben ser recogidos inmediatamente a su caída. Por su parte, los metálicos, al estar constituidos por hierro en un grado de extrema pureza, resultan más fáciles de identificar. Son relativamente fáciles de ubicar en los desiertos, ventisqueros y regiones polares. Es posible determinar la edad de los meteoritos por métodos radioactivos de datación, encontrándose que es de unos 4.500 millones de años; una edad similar a la de la Tierra y a la de las rocas lunares. Por lo tanto, se estima que los meteoritos son, cuerpos que se formaron al mismo tiempo que el Sol y su sistema planetario. Pero en el cielo nocturno todavía hay otros fenómenos involucrados con el polvo meteorítico presente en el camino de la Tierra alrededor del Sol. Un fenómeno interesante se observa desde lugares donde la luz artificial no moleste la visión; se percibe, sobre la dirección en que se mueve el Sol y poco antes de su salida (o poco después de su puesta) una banda luminosa denominada luz zodiacal. La luz zodiacal (ques e observa en la región del Zodíaco) se produce como resultado del reflejo de la luz solar en las partículas de polvo que se encuentran esparcidas entre el Sol y nuestro planeta. La alta densidad de polvo y la capacidad de reflexión del mismo hacen que ese reflejo sea observable, bajo ciertas condiciones, desde la superficie de la Tierra · Eclipses Un eclipse es el oscurecimiento de un cuerpo celeste producido por otro cuerpo celeste. Hay dos clases de eclipses que implican a la Tierra: los de la Luna, o eclipses lunares, y los del Sol, o eclipses solares. Un eclipse lunar tiene lugar cuando la Tierra se encuentra entre el Sol y la Luna y su sombra oscurece la Luna. El eclipse solar se produce cuando la Luna se encuentra entre el Sol y la Tierra y su sombra se proyecta sobre la superficie terrestre. Los tránsitos y ocultaciones son fenómenos astronómicos similares pero no tan espectaculares como los eclipses debido al pequeño tamaño de los cuerpos celestes que se interponen entre la Tierra y un astro brillante. - 29 - · Eclipse de Luna Iluminada por el Sol, la Tierra proyecta una sombra alargada en forma de cono en el espacio. En cualquier punto de este cono la luz del Sol está completamente oscurecida. Rodeando este cono de sombra, llamado umbra, se encuentra un área de sombra parcial, llamada penumbra. La longitud media aproximada del cono de sombra es de 1.379.200 km; a una distancia de 384.600 km, la distancia media entre la Luna y la Tierra, tiene un diámetro de 9.170 km aproximadamente.Un eclipse de Luna total tiene lugar cuando la Luna penetra totalmente en el cono de sombra. Si penetra directamente en el centro, se oscurecerá alrededor de 2 horas; si no penetra en el centro, el periodo de fase total es menor, y si la Luna se mueve solamente por el límite del cono de sombra su oscuridad puede durar sólo un instante.El eclipse de Luna parcial tiene lugar cuando solamente una parte de la Luna penetra en el cono de sombra y se oscurece. La extensión del eclipse parcial puede fluctuar desde una fase casi total, cuando la mayor parte de la Luna se oscurece, a un eclipse menor cuando sólo se ve una pequeña zona de sombra de la Tierra al pasar la Luna. Históricamente, el primer indicio que se tuvo del perfil de la Tierra fue al ver su sombra circular pasando a través de la cara de la Luna.Antes de penetrar la Luna en el cono de sombra, tanto en el eclipse total como en el parcial, está dentro de la zona de penumbra y su superficie se va haciendo visiblemente más oscura. La parte que penetra en el cono de sombra aparece casi negra, pero durante el eclipse total el disco lunar no está totalmente oscuro, sino que permanece ligeramente iluminado con una luz rojiza: los rayos solares son refractados por la atmósfera terrestre y penetran en el cono de sombra. Si se produce un eclipse lunar cuando la Tierra está cubierta con una densa capa de nubes, éstas impiden la refracción de la luz; en esa situación la superficie de la Luna se hace invisible durante la fase total. - 30 - · Eclipse de Sol La longitud de la sombra de la Luna varía de 367.000 a 379.800 km, y la distancia entre la Tierra y la Luna de 357.300 a 407.100 km. Los eclipses de Sol totales tienen lugar cuando la sombra de la Luna alcanza la Tierra. El diámetro de la sombra nunca es mayor de 268,7 km en el punto en el que toca la superficie de la Tierra de forma que el área en la que es visible un eclipse de Sol total nunca es más ancha que este diámetro y normalmente es bastante más estrecha. El ancho de la zona de penumbra, o área del eclipse parcial en la superficie de la Tierra , es de 4.800 km aproximadamente. En algún momento, cuando la Luna pasa entre la Tierra y el Sol, su sombra no alcanza la Tierra. En esos momentos tiene lugar un eclipse anular durante el que aparece un anillo brillante del disco solar alrededor del disco negro de la Luna. La sombra de la Luna se mueve a través de la superficie terrestre en dirección este. Dado que la Tierra también gira en esta dirección, la velocidad a la que se desplaza la sombra de la Luna sobre la Tierra es igual a la velocidad de la Luna en su órbita, menos la velocidad de rotación de la Tierra. La velocidad de desplazamiento de la sombra en el ecuador es de 1.706 km/h aproximadamente;
Más contenidos de este tema
18764- 59_Biologia_Celular
- 1718995850247
- Anales-Historia-Contemporanea_10-11_03
- Metodología de la Investigación SAMPIERI
- BIO_04 pdf
- citoplasma
- 9786077743187
- practica-3
- celula
- U4 pp 84 célula animal
- atlas-celula-questionarios-respuestas
- LaCelulaVegetal
- ¿Cuál es la opinión del doctor Prósper Lucas sobre la fecundidad de los híbridos?
a) Los híbridos son menos fértiles cuando son fecundados artific...
- ¿Qué teoría se ve corroborada por el hecho de que los instintos no sean siempre perfectos y estén sujetos a equivocaciones?
a) Teoría de la evoluc...
- ¿Qué se demostró con muchos hechos sobre las cualidades mentales de los animales de la misma clase nacidos en estado natural?
a) Que las cualidade...
- ¿Qué se observó al tocar e instigar a los pulgones con un cabello imitando lo que hacen las hormigas con sus antenas?
a) Los pulgones excretaron u...
- ¿Cuál es la comparación entre instintos y hábitos según el capítulo VIII de la obra mencionada?
A. Los instintos son comparables con los hábitos, ...
- Una objeción mucho más seria ha presentado Bronn, y después de él, recientemente, Broca, a saber: que muchos caracteres no son, al parecer, de util...
- han sido modificados, pero si pudiéramos trazar paso por paso la historia de sus transformaciones, como podemos hacerlo con los pasos más recientes...
- apariencia de exactitud matemática, que la longevidad es una gran ventaja para todas las especies, de tal modo que quien crea en la selección natur...
- La selección natural nada puede producir en una especie para el bien o daño exclusivo de otra, aunque sí puede producir partes orgánicas y excrecio...
- Aunque la creencia de que un órgano tan perfecto como lo es el ojo pudiera haber sido formado por la selección natural es bastante para hacer vacil...
- Sabemos que una especie en nuevas condiciones de vida puede cambiar sus hábitos o tenerlos diversificados; y algunos pueden ser distintos de los de...
- En muchos casos, somos demasiado ignorantes para poder afirmar que una parte o un órgano sea tan importante para el bienestar de una especie, que l...
- En dos seres extensamente alejados uno de otro en la escala natural, los órganos que sirven para el mismo propósito, aunque sean en su apariencia e...
- Estudio-sedimentologico-del-vaso-poniente-del-Lago-de-Cuitzeo
- Ficha-Andromeda
