2. el universo - fhuc.unl.edu.ar - 2012/75-130 - el universo... · observación del cosmos desde...

Textos para el estudiante – 2012 Programa Nacional Olimpíada de Geografía de la República Argentina – Universidad Nacional del Litoral.

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2. EL UNIVERSO

Una de las preguntas que se hace el ser humano desde que empezó la evolución se refiere

al mundo que nos rodea. A medida que aumentan los conocimientos, este mundo se va

ampliando. La educación en Astronomía contribuye a su conocimiento.

El Universo ha sido un misterio hasta hace pocos años, de hecho, todavía lo es, aunque sabemos muchas cosas. Desde las explicaciones mitológicas o religiosas del pasado, hasta los actuales medios científicos y técnicos de que disponen los astrónomos, hay un gran salto cualitativo que se ha desarrollado, sobre todo, a partir de la segunda mitad del siglo XX.

Quedan numerosas cosas por descubrir, pero… es que el Universo es enorme, o nosotros

demasiado pequeños. En todo caso, vamos a hacer un viaje, en lenguaje sencillo y sin

alardes, por lo más significativo que nos ofrece el conocimiento actual del Universo.

2. Nosotros, nuestro Planeta en el Universo

El Universo es el conjunto que forman los cuerpos celestes y el espacio interestelar que los rodea (fig. 2.1). Según la Teoría del Big Bang, el mismo nació a través de una súbita expansión, parecida a una explosión que se produjo hace aproximadamente 15 mil millones de años. Esto generó, espacio, materia (en forma de gas, principalmente en hidrógeno y en menor medida de helio) y energía (luz y calor). La teoría del Big Bang explica cómo se formó1.

El Universo contiene galaxias, cúmulos de galaxias y estructuras de mayor tamaño llamadas super cúmulos, además de materia intergaláctica. Todavía no sabemos con exactitud la magnitud del Universo, a pesar de la avanzada tecnología disponible en la actualidad. La materia no se distribuye de manera uniforme, sino que se concentra en lugares concretos: galaxias, estrellas, planetas... Sin embargo, el 90% del Universo es una masa oscura, que no podemos observar. Por cada millón de átomos de hidrógeno los 10 elementos más abundantes son:

Símbolo Elemento químico Átomos

H Hidrógeno 1.000.000

He Helio 63.000

O Oxígeno 690

C Carbono 420

N Nitrógeno 87

Si Silicio 45

Mg Magnesio 40

Ne Neón 37

Fe Hierro 32

1 Sostiene que, hace unos 15.000 millones de años, la materia tenía una densidad y una temperatura infinitas. Hubo una explosión violenta y, desde entonces, el Universo va perdiendo densidad y temperatura. El Big Bang es una singularidad, una excepción que no pueden explicar las leyes de la física. Podemos saber qué pasó desde el primer instante, pero el momento y tamaño cero todavía no tienen explicación científica.


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S Azufre 16

2.1. Observación del Cosmos

Desde sus orígenes, la especie humana ha observado el cielo. Primero, directamente, después con instrumentos cada vez más potentes. Las antiguas civilizaciones agrupaban las estrellas formando figuras.

Nuestras constelaciones se inventaron en el Mediterráneo oriental hace unos 2.500 años. Representan animales y mitos del lugar y la época. La gente creía que los cuerpos del cielo influían la vida de reyes y súbditos.

El estudio de los astros se mezclaba con supersticiones y rituales (fig. 2.2).

Las constelaciones que acompañan la trayectoria del Sol, la Luna y los planetas, en la franja llamada zodíaco, nos resultan familiares: Aries, Tauro, Géminis, Cáncer, Leo, Virgo, Libra, Escorpión, Sagitario, Capricornio, Acuario y Piscis.

A principios del siglo XVII se inventó el telescopio. Primero se utilizaron lentes, después espejos, también combinaciones de ambos. Actualmente hay telescopios de muy alta resolución, como el VLT, formado por cuatro telescopios sincronizados (fig. 2.3).

El telescopio espacial Hubble (HST), situado en órbita, captura y envía imágenes y datos sin la distorsión provocada por la atmósfera. Los radiotelescopios detectan radiaciones de diferentes longitudes de onda. Trabajan en grupos utilizando la técnica llamada interferometría.

La fotografía, la informática, las comunicaciones y, en general, los avances técnicos de los últimos años han ayudado muchísimo a la astronomía. Gracias a los espectros (descomposición de la luz) se conoce información detallada sobre la composición química de un objeto.

También se aplica al conocimiento del Universo. Un hallazgo reciente, las lentes gravitacionales, aprovechan el hecho de que los objetos con masa pueden desviar los rayos de luz. Si se localiza un grupo de cuerpos con la configuración apropiada, actúa como una lente potentísima y muestra, en el centro, objetos distantes que no podríamos ver (fig. 2.4).

Fig.2.1

Fig. 2.2

Fig 2.3, 2.4


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2.2. Las Constelaciones

Las estrellas que se pueden observar en una noche clara forman determinadas figuras que llamamos "constelaciones" y que sirven para localizar más fácilmente la posición de los astros.

En total, hay 88 agrupaciones de estrellas que aparecen en la esfera celeste y que toman su nombre de figuras religiosas o mitológicas, animales u objetos. Este término también se refiere a áreas delimitadas de la esfera celeste que comprenden los grupos de estrellas con nombre.

Los dibujos de constelaciones más antiguos que se conocen señalan que las constelaciones ya habían sido establecidas el 4000 a.C. Los sumerios le dieron el nombre a la constelación Acuario, en honor a su dios An, que derrama el agua de la inmortalidad sobre la Tierra. Los babilonios ya habían dividido el zodíaco en 12 signos iguales hacia el 450 a.C.

Las actuales constelaciones del hemisferio norte se diferencian poco de las que conocían los caldeos y los antiguos egipcios. Homero y Hesíodo mencionaron las constelaciones y el poeta griego Arato de Soli, dio una descripción en verso de 44 constelaciones en su Phaenomena.

Tolomeo, astrónomo y matemático griego, en el Almagesto, describió 48 constelaciones, de las cuales, 47 se siguen conociendo por el mismo nombre.

Muchas otras culturas agruparon las estrellas en constelaciones, aunque no siempre se corresponden con las de Occidente. Sin embargo, algunas constelaciones chinas se parecen a las occidentales, lo que induce a pensar en la posibilidad de un origen común.

A finales del siglo XVI, los primeros exploradores europeos de los mares del Sur trazaron mapas del hemisferio austral. El navegante holandés Pieter Dirckz Keyser, que participó en la exploración de las Indias orientales en 1595 añadió nuevas constelaciones.

Más tarde fueron añadidas otras constelaciones del hemisferio sur por el astrónomo alemán Johann Bayer, que publicó el primer atlas celeste extenso.

Muchos otros propusieron nuevas constelaciones, pero los astrónomos acordaron finalmente una lista de 88. No obstante, los límites de las constelaciones siguieron siendo tema de discusión hasta 1930, cuando la Unión Astronómica Internacional fijó dichos límites.

Para designar las aproximadamente 1.300 estrellas brillantes, se utiliza el genitivo del nombre de las constelaciones, precedido por una letra griega; este sistema fue introducido por Johann Bayer. Por ejemplo, a la famosa estrella Algol, en la constelación Perseo, se le llama Beta Persei.

Entre las constelaciones más conocidas se hallan las que se encuentran en el plano de la órbita de la Tierra sobre el fondo de las estrellas fijas. Son las


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constelaciones del Zodíaco.

Además de estas, algunas muy conocidas son Cruz del Sur, visible desde el hemisferio sur, y Osa Mayor, visible desde el hemisferio Norte. Estas y otras constelaciones permiten ubicar la posición de importantes puntos de referencia como, por ejemplo, los polos celestes.

La mayor constelación de la esfera celeste es la de Hydra, que contiene 68 estrellas visibles a simple vista. La Cruz del Sur, por su parte, es la constelación más pequeña.

2.3. Medidas del Universo. Conceptos básicos

Masa: es la cantidad de materia de un objeto.

Volumen: es el espacio ocupado por un objeto.

Densidad: se calcula dividiendo la masa de un objeto por su volumen.

Temperatura: la cantidad de calor de un objeto. La temperatura más baja posible en el Universo es de 273 ºC bajo cero (0º Kelvin), que es no tener ningún tipo de energía.

Unidades para medir distancias

Medir el Universo es complicado. A menudo no sirven las unidades habituales. Las distancias, el tiempo y las fuerzas son enormes y, como es evidente, no se pueden medir directamente. Para medir la distancia hasta las estrellas próximas se utiliza la técnica del paralaje. Se trata de medir el ángulo que forman los objetos lejanos, la estrella que se observa y la Tierra, en los dos puntos opuestos de su órbita alrededor del Sol.

El diámetro de la órbita terrestre es de 300 millones de km. Utilizando la trigonometría se puede calcular la distancia hasta la estrella. Esta técnica, sin embargo, no sirve para los objetos lejanos, porque el ángulo es demasiado pequeño y el margen de error, muy grande.

El brillo de los astros: El brillo (magnitud estelar) es un sistema de medida en que cada magnitud es 2,512 veces más brillante que la siguiente. Una estrella de magnitud 1 es 100 veces más brillante que una de magnitud 6. Las más brillantes tienen magnitudes negativas. Únicamente hay 20 estrellas de magnitud igual o inferior a 1. La estrella más débil que se ha podido observar tiene una magnitud de 23.

Declinación: es la medida, en grados, del ángulo de un objeto del cielo por encima o por debajo del ecuador celeste. Cada objeto describe un "círculo de declinación" aparente. La distancia, en horas, desde éste hasta el círculo de referencia (que pasa por los polos y la posición de la Tierra al inicio de la


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primavera) es la ascensión del objeto. Combinando la ascensión, la declinación y la distancia se determina la posición relativa a la Tierra de un objeto.

Longitud de onda: es la distancia entre dos crestas de ondas luminosas, electromagnéticas o similares. A menor longitud, mayor frecuencia. Su estudio aporta muchos datos sobre el espacio (fig. 2.5)2.

Medidas del Universo

Unidad Concepto equivalencia

Unidad astronómica

(ua)

Distancia media entre la Tierra y el Sol. No

se utiliza fuera del Sistema Solar. 149.600.000 km

Año luz

Distancia que recorre la luz en un año. Si

una estrella está a 10 años luz, la vemos tal

como era hace 10 años. Es la más práctica.

9.46 billones de km

63.235,3 ua

Pársec

(paralaje-segundo)

Distancia de un cuerpo que tiene una

paralaje de 2 segmentos de arco. La más

"científica".

30,86 billones de km

3,26 años luz

206.265 ua

2.4 Las estrellas del Universo

Después de millones de años se formaron las primeras estrellas (fig. 2.6 y 2.7), astros con luz propia, que al agruparse dieron origen a las galaxias. La Vía

Láctea es “nuestra galaxia”, en ella se localiza el Sistema Solar.

A causa de la atracción gravitatoria, la materia de las estrellas tiende a concentrarse en su centro. Pero eso hace que aumente su temperatura y presión. A partir de ciertos límites, este aumento provoca reacciones nucleares que liberan energía y equilibran la fuerza de la gravedad, con lo que el tamaño de la estrella se mantiene más o menos estable durante un tiempo, emitiendo al espacio grandes cantidades de radiación, entre ellas, por supuesto, la luminosa. Sin embargo, dependiendo de la cantidad de materia reunida en un astro y del momento del ciclo en el que se encuentra, se pueden dar fenómenos y comportamientos muy diversos. Enanas, gigantes, dobles, variables, cuásares, púlsares, agujeros negros... 2 Fuentes: http://www.astromia.com/universo/index.htm; http://www.google.com.ar/imgres?imgurl=http://4.bp.blogspot.com/ -http://www.nasa.gov/home/index.html http://www.nasa.gov/mission_pages/kepler/main/index.html -http://www.noao.edu/news/2011/pr1108.php. http://kepler.nasa.gov/Mission/discoveries/kepler21b.

Fig. 2.5


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Las estrellas son masas de gases, principalmente hidrógeno y helio, que emiten luz. Se encuentran a temperaturas muy elevadas. En su interior hay reacciones nucleares.

El Sol es una estrella. Vemos las estrellas, excepto el Sol, como puntos luminosos muy pequeños y sólo de noche porque están a enormes distancias de nosotros. Parecen estar fijas manteniendo la misma posición relativa en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios de posición se perciben sólo a través de los siglos.

El número de estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha calculado en unas 8.000, la mitad en cada hemisferio. Durante la noche no se pueden ver más de 2.000 al mismo tiempo, el resto quedan ocultas por la neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte y la pálida luz del cielo.

Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea, la galaxia a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones.

Como nuestro Sol, una estrella típica tiene una superficie visible llamada fotosfera, una atmósfera llena de gases calientes y, por encima de ellas, una corona más difusa y una corriente de partículas denominada viento estelar. Las áreas más frías de la fotosfera, que en el Sol se llaman manchas solares, probablemente se encuentren en otras estrellas comunes. Esto se ha podido comprobar en algunas grandes estrellas próximas mediante interferometría.

La estructura interna de las estrellas no se puede observar de forma directa, pero hay estudios que indican corrientes de convección y una densidad y una temperatura que aumentan hasta alcanzar el núcleo, donde tienen lugar reacciones termonucleares.

Las estrellas se componen sobre todo de hidrógeno y helio, con cantidad variable de elementos más pesados.

La estrella más cercana al Sistema Solar es Alfa Centauro

Las estrellas individuales visibles en el cielo son las que están más cerca del Sistema Solar en la Vía Láctea. La más cercana es Proxima Centauri, uno de los componentes de la estrella triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones de kilómetros de la Tierra (fig. 2.8).

Se trata de un sistema de tres estrellas situado a 4,3 años luz de La Tierra, que sólo es visible desde el hemisferio sur. La más cercana (Alpha Centauro A) tiene un brillo real igual al de nuestro Sol. Alpha Centauri, también llamada Rigil Kentaurus, está en la constelación de Centauro. A simple vista, Alpha Centauri aparece como una única estrella con una magnitud aparente de -0,3, que la convierte en la tercera estrella más brillante del cielo sur.

Cuando se observa a través de un telescopio se advierte que las dos estrellas más brillantes, Alpha Centauri A y B, tienen magnitudes aparentes de -0,01 y


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1,33 y giran una alrededor de la otra en un periodo de 80 años.

La estrella más débil, Alpha Centauri C, tiene una magnitud aparente de 11,05 y gira alrededor de sus compañeras durante un periodo aproximado de un millón de años. Alpha Centauri C también recibe el nombre de Proxima Centauri, ya que es la estrella más cercana al Sistema Solar.

Evolución de las estrellas

Las estrellas evolucionan durante millones de años. Nacen cuando se acumula una gran cantidad de materia en un lugar del espacio (fig. 2.9). “Se comprime y eleva su temperatura hasta dar lugar a una reacción termonuclear. La materia original sufre transformaciones y en el proceso se libera energía. La velocidad de esta fusión es directamente proporcional a la cantidad de masa de la estrella. Cuanto más masiva es la estrella, más rápidamente consuma la fusión” (aporte de J. Álvarez García).

Las teorías sobre la evolución de las estrellas se basan en pruebas obtenidas de estudios de los espectros relacionados con la luminosidad. Las observaciones demuestran que muchas estrellas se pueden clasificar en una secuencia regular en la que las más brillantes son las más calientes y las más pequeñas, las más frías.

Esta serie de estrellas forma una banda conocida como la secuencia principal en el diagrama temperatura-luminosidad conocido como diagrama Hertzsprung-Russell. Otros grupos de estrellas que aparecen en el diagrama incluyen a las estrellas gigantes y enanas antes mencionadas.

La vida de una estrella 3

a) Nube de gas Para que exista una estrella debe haber, previamente, una nube de gas esparcido por el espacio (fig. 2.10). En los tiempos juveniles del universo, esas nubes estaban formadas, casi exclusivamente, por Hidrógeno con vestigios de Helio.

Las primeras estrellas se originaron al ir actuando la gravedad sobre enormes extensiones de gas frío y de escasa densidad. A través de millones de años, los átomos de hidrógeno (H) y sus moléculas (H2) fueron agrupándose y formando una nube giratoria de menor extensión y en consecuencia mayor densidad que la original.

Por la acción gravitatoria, en el centro de la nube la densidad del gas creció más rápidamente que en la periferia. La consecuencia fue un incremento de la presión y la temperatura. Toda esa enorme cantidad de materia se encontraba, como se ha dicho, en estado gaseoso, que con el líquido y el sólido son los tres estados físicos que a todos nos resultan familiares.

3 Se agradece la contribución de J. Álvarez García en este ítem y en la lectura general del presente capítulo.


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Ese gas resulta bastante transparente para la radiación, de modo que la energía térmica generada por la presión se disipaba en el espacio en su mayor parte. No obstante, la gravedad seguía actuando e incrementando la presión y la temperatura del núcleo de la nube. Al alcanzar unos 2000o Kelvin, las moléculas comenzaron a romperse y el gas quedaba formado por átomos libres.

Luego de unos pocos cientos de miles de años, la temperatura del núcleo llegaba a unos 6000o K y los electrones de los átomos de H alcanzaban un nivel energético que hacía que escapasen de sus órbitas en torno a los núcleos. Los átomos se transformaron así en iones, esto es, en este caso: núcleos atómicos desprovistos de electrones, ya que éstos quedaron libres.

La materia del núcleo había dejado de ser un gas para estar en un nuevo estado físico: el plasma. Y la nube total había dejado de ser tal para transformarse en una protoestrella. Un cuerpo giratorio más o menos esférico (según su velocidad de giro), que comenzaba a brillar con una débil luz rojiza. En ese momento una estrella similar a nuestro sol, tendría un diámetro exterior aproximadamente igual al de nuestro sistema solar completo.

b) Protoestrella Este es en realidad el comienzo de la historia de una estrella. Se puede decir que esa historia se reduce a una lucha a muerte contra la gravedad que le ha “dado vida” pero que trata de aplastarla y que, irremediablemente, la llevará a un final por agotamiento, como una esfera inerte y oscura o, si su masa es poco más del doble de la del Sol, a un espectacular colapso.

El plasma que forma el núcleo de la protoestrella es mucho menos transparente a la radiación que el gas, de modo que los fotones producidos por la presión que va elevando la temperatura tienen cierta dificultad para alcanzar el exterior.

Eso produce un incremento en la velocidad con que aumentan la temperatura y la presión, con lo que el núcleo tiende a expandirse. Pero, algo se lo impide.

Es la nube gaseosa que lo rodea. Bajo la acción gravitatoria, el gas continúa comprimiéndose y aplastando el núcleo cada vez con más fuerza.

La única defensa del núcleo para evitar el colapso consiste en seguir incrementando su presión y temperatura.

Al llegar la temperatura a unos 10.000.000o K, comienza una reacción termonuclear, mediante la cual los protones (núcleos de H) comienzan a fusionarse entre sí para formar núcleos de Helio.

El proceso produce una gran cantidad de energía y la protoestrella ha dejado de serlo para convertirse en estrella, brillando con toda su intensidad.

c) Estrella

El núcleo de la joven estrella se expande con nuevos bríos, pero la gravedad sigue su tarea y se llega a un equilibrio que es momentáneo, porque la lucha sigue. A medida que la estrella va produciendo Helio éste se va acumulando,


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formando una esfera cada vez más grande en el centro del núcleo, rodeada por el Hidrógeno que se fusiona. La duración de este equilibrio depende de la masa que forme la estrella.

Si es del tipo del Sol, puede alcanzar miles de millones de años en ese estado. Si es más masiva, el tiempo se acorta. Llega un momento en que la cantidad de Hidrógeno a fusionar escasea para contrarrestar a la gravedad.

La estrella comienza una etapa de complejos procesos que la llevan a incrementar su diámetro exterior y a disminuir la intensidad de su brillo. Se transforma en una gigante roja. El Sol deberá pasar por esa etapa. En ese momento, su diámetro exterior habrá crecido hasta alcanzar la órbita de la Tierra que, naturalmente, ya se habrá vaporizado largo tiempo atrás.

El proceso sigue hasta que la temperatura del centro del núcleo alcanza el nivel suficiente como para fusionar el Helio en elementos más pesados, como el Oxígeno y el Carbono, por ejemplo.

Lo que sigue depende de la masividad de la estrella. Puede quedarse en este nivel y transformarse en una enana blanca que, lentamente, irá “agotando su combustible” y se apagará y se convertirá en una oscura esfera de carbón. Ese parece ser el destino de nuestro sol. Si, por el contrario, su masa es mayor y le permite continuar “con vida”, la lucha contra la gravedad será cada vez más dramática, porque cada paso para ir fusionando elementos cada vez más pesados le exigirá temperaturas y presiones progresivamente más altas.

Por fin, llegado el turno del Hierro, se produce la catástrofe. La exigencia energética para tal fusión es superior a la obtenida en el proceso. El fin es inevitable. El núcleo colapsa irremediablemente y la onda de choque producida en el descomunal cataclismo expulsa al espacio las capas exteriores de la estrella. El suceso puede ser una nova o una supernova. En este último caso, la energía que genera el colapso es de tal magnitud que la supernova brilla más que toda una galaxia completa y en ese paroxismo energético se sintetizan todos los elementos más pesados que el hierro.

El destino del núcleo colapsado es incierto. Puede ser una estrella de materia

neutrónica o degenerada (un nuevo estado físico) y hasta un agujero negro, como se verá más adelante. Del cataclismo quedará como resultado una cantidad de elementos que, no habiéndose originado en el Big Bang, fueron sintetizados en el vientre de las estrellas y al ser despedidos al espacio en forma de polvo y gas, permitirán la formación de otras estrellas y cuerpos tales como planetas, asteroides, etc. Y, en última instancia: darán lugar al surgimiento de la vida.

De Estrella a Agujero Negro

Existe un límite para el tamaño de las estrellas de neutrones, más allá del cual estos cuerpos se ven obligados a contraerse hasta que se convierten en un


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agujero negro, del que no puede escapar ninguna radiación (fig. 2.11).

Agujeros negros4, fascinantes habitantes del cosmos. Idea originalmente planteada en 1783 por el inglés John Mitchell, el concepto fue retomado por Laplace en 1796, y sus cálculos fueron más tarde rehechos en 1916 usando la nueva teoría de la relatividad de Einstein por Karl Schwarzschild y precisados posteriormente por Roy Kerr.

El nombre de agujero negro fue acuñado a finales de la década de los sesenta por John A. Wheeler, de la Universidad de Princenton. Extraños objetos, al igual que el universo primitivo, los agujeros negros presentan condiciones físicas extremas que no podemos reproducir en la Tierra.

Un agujero negro es una región del espacio ocupada por una muy densa masa en que la atracción de la gravedad es tan fuerte que nada puede escapar, salvo algunas radiaciones que emanan de su endógena mecánica. Es un «agujero» en el sentido de que los objetos pueden caer en su interior, pero no salir de él.

Es «negro» en el sentido de que la luz no puede escapar de sus «fauces». En otras palabras, un agujero negro puede ser descrito como un objeto en el que la velocidad de escape (la velocidad requerida para desligarse de él) es mayor que la velocidad de la luz -el límite máximo de velocidad teóricamente aceptado para los desplazamientos en el universo-.

Pueden existir al menos tres clases de agujeros negros (por origen). Una clase es la de los agujeros negros primordiales, creados temprano en la historia del universo. Sus masas pueden ser variadas, y ninguno ha sido observado. También existen agujeros negros supermasivos, con masas de varios millones de masas solares.

Estos se forman en el mismo proceso que da origen a las componentes esféricas de las galaxias. Finalmente, otra clase es de agujeros negro de masa solar. Uno de estos se forma cuando una estrella de masa 2.5 mayor que la del sol se convierte en supernova y explota. Su núcleo se concentra en un volumen muy pequeño que cada vez se va reduciendo más.

La ergosfera es la parte exterior al horizonte de eventos, de la que, en teoría, aún se puede escapar. El horizonte de eventos es la superficie que marca el límite desde el que ya no se puede escapar. La singularidad es un punto infinitamente pequeño de densidad y gravedad infinitas que se alcanza con un volumen nulo y un radio cero. Estos infinitos y ceros lo que realmente dicen es que relatividad general no es adecuada para describirlo, y probablemente se necesita una teoría cuántica de la gravedad.

Se cree que en el centro de la mayoría de las galaxias (entre ellas la Vía Láctea) hay agujeros negros súper masivos, aunque muchos de ellos están actualmente inactivos. Según Stephen Hawking, a pesar de la imposibilidad física de escape

4 http://www.portalciencia.net/enigmaaguj.html


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de un agujero negro, éstos terminarán evaporándose por la llamada Radiación de Hawking.

Novas y supernovas

Son estrellas (fig. 2.12) que explotan liberando en el espacio parte de su material. Durante un tiempo variable, su brillo aumenta de forma espectacular. Parece que ha nacido una estrella nueva. Una nova es una estrella que aumenta enormemente su brillo de forma súbita y después palidece lentamente, pero puede continuar existiendo durante cierto tiempo. Una supernova también, pero la explosión destruye o altera a la estrella.

Las supernovas son mucho más raras que las novas, que se observan con bastante frecuencia en las fotos. Las novas y las supernovas aportan materiales al Universo que servirán para formar nuevas estrellas.

La explosión de una supernova (fig. 2.13) es más destructiva y espectacular que la de una nova, y mucho más rara. Esto es poco frecuente en nuestra galaxia, y a pesar de su increíble aumento de brillo, pocas se pueden observar a simple vista. Hasta 1987 sólo se habían identificado tres a lo largo de la historia. La más conocida es la que surgió en 1054 y cuyos restos se conocen como la nebulosa del Cangrejo.

Las supernovas (fig. 2.14), al igual que las novas, se ven con más frecuencia en otras galaxias. Así pues, la supernova más reciente, que apareció en el hemisferio sur el 24 de febrero de 1987, surgió en una galaxia satélite, la Gran Nube de Magallanes. Esta supernova, que tiene rasgos insólitos, es objeto de un intenso estudio astronómico.

Las estrellas muy grandes explotan en las últimas etapas de su rápida evolución, como resultado de un colapso gravitacional. Cuando la presión creada por los procesos nucleares, ya no puede soportar el peso de las capas exteriores y la estrella explota. Se le denomina supernova de Tipo II (fig. 2.15).

Una supernova de Tipo I se origina de modo similar a una nova. Es un miembro de un sistema binario que recibe el flujo de combustible al capturar material de su compañero. De la explosión de una supernova quedan pocos restos, salvo la capa de gases que se expande. Un ejemplo famoso es la nebulosa del Cangrejo; en su centro hay un púlsar, o estrella de neutrones que gira a gran velocidad.

Cuásares

Los Cuásares (fig. 2.16 a 2.19) son objetos lejanos que emiten grandes cantidades de energía, con radiaciones similares a las de las estrellas. Los cuásares son centenares de miles de millones de veces más brillantes que las estrellas. Posiblemente, son agujeros negros que emiten intensa radiación cuando capturan estrellas o gas interestelar.

La luz que percibimos ocupa un rango muy estrecho en el espectro electromagnético y no todos los cuerpos cósmicos emiten la mayor parte de su


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radiación en forma de luz visible. Con el estudio de las ondas de radio, los radioastrónomos empezaron a localizar fuentes muy potentes de radio que no siempre correspondían a objeto visibles.

La palabra Cuásar es un acrónimo de quasi stellar radio source (fuentes de radio casi estelares). Se identificaron en la década de 1950. Más tarde se vio que mostraban un desplazamiento al rojo más grande que cualquier otro objeto conocido. La causa era el efecto Dopler, que mueve el espectro hacia el rojo cuando los objetos se alejan. Púlsares

La palabra Púlsar es un acrónimo de "pulsating radio source", fuente de radio pulsante. Se requieren relojes de extraordinaria precisión para detectar cambios de ritmo, y sólo en algunos casos. Los Púlsares son fuentes de ondas de radio que vibran con periodos regulares (fig. 2.20 a 2.22). Se detectan mediante radiotelescopios.

Los estudios indican que un púlsar es una estrella de neutrones pequeña que gira a gran velocidad. El más conocido está en la nebulosa de Cangrejo. Su densidad es tan grande que, en ellos, la materia de la medida de una bola de bolígrafo tiene una masa de cerca de 100.000 toneladas. Emiten una gran cantidad de energía. El campo magnético, muy intenso, se concentra en un espacio reducido. Esto lo acelera y lo hace emitir un haz de radiaciones que aquí recibimos como ondas de radio. Agujeros negros

Son cuerpos (fig. 2.23 y 2.24) con un campo gravitatorio extraordinariamente grande. No puede escapar ninguna radiación electromagnética ni luminosa, por eso son negros. Están rodeados de una "frontera" esférica que permite que la luz entre pero no salga. Hay dos tipos de agujeros negros: cuerpos de alta densidad y poca masa concentrada en un espacio muy pequeño y cuerpos de densidad baja pero masa muy grande, como pasa en los centros de las galaxias. Si la masa de una estrella es más de dos veces la del Sol, llega un momento en su ciclo en que ni tan solo los neutrones pueden soportar la gravedad. La estrella se colapsa y se convierte en agujero negro. Se incorporan las figuras 2.25 y 2.26 que pertenecen a conos luminosos.

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Figuras 2.6 y 2.7. Las Estrellas del Universo son masas de gases, principalmente hidrógeno y helio, que emiten luz. Se encuentran a temperaturas muy elevadas…

Figura 2.8.- Alpha Centauro A Figura 2.9.- Evolución de las estrellas

Figura 2.10.- La vida de una estrella. Figura 2.11.- Agujero Negro.


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Estrellas variables* Estrellas dobles*

Figura 2.12.- Novas. Fig. 2.13. Novas, ¿estrellas nuevas?

Fig. 2.14.- Supernovas Fig. 2.15.- Clasificación de estrellas

Fuentes: http://www.portalciencia.net/enigmaaguj.html http://www.astromia.com/astronomia/negroagujero.htm http://blackholes.radiouniverso.org/recursos/preguntas/pregunta.php?id=1 http://www.lanasa.net/ * No referenciadas en texto pero se incluye a fin de generar inquietud y búsqueda de información.


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Figuras 2.16, 2.17 y 2.18.- Cuásares

Figura 2.19.- Identificación de Cuásares

Figuras 2.20, 2.21 y 2.22.- Púlsares

Figura 2.23.- Agujero negro.


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Figura 2.24.- Agujero negro.

Figuras 2.25 y 2.26.- Conos luminosos.

Conos luminosos Hawking explica cómo, en una estrella que se está colapsando, los conos luminosos que emite empiezan a curvarse en la superficie de la estrella. Al hacerse pequeña, el campo gravitatorio crece y los conos de luz se inclinan cada vez más, hasta que ya no pueden escapar. La luz se apaga y se vuelve negro. Si un componente de una estrella binaria se convierte en agujero negro, toma material de su compañera. Cuando el remolino se acerca al agujero, se mueve tan deprisa que emite rayos X. Así, aunque no se puede ver, se puede detectar por sus efectos sobre la materia cercana.

Fuentes: http://www.astroyciencia.com/wp-content/uploads/2011/12/cuasar-he0450-2958.jpg http://blackholes.radiouniverso.org/recursos/preguntas/pregunta.php?id=1 http://www.ciencia101.com/wp-content/uploads/2009/03... http://www.astromia.com/universo/fotos/negro1.jpg


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2.5 Las Galaxias

Durante la mayor parte de nuestra historia, los seres humanos sólo pudimos observar las galaxias como manchas difusas en el cielo nocturno. Sin embargo, hoy sabemos que son enormes agrupaciones de estrellas y otros materiales.

De hecho, nuestro Sistema Solar forma parte de una galaxia, la única que hemos visto desde dentro: La Vía Láctea. Desde siempre hemos conocido su existencia aunque, naturalmente, en la antigüedad nadie sabía de qué se trataba. Aparece como una franja blanquecina que cruza el cielo y, de ahí, toma su nombre: camino de leche.

Dentro de la Vía Láctea podemos encontrar diversas formaciones de estrellas y polvo interestelar. Las más destacables son las nebulosas y los cúmulos estelares. Es de suponer que también existen en otras galaxias.

Las Galaxias del Universo

Las galaxias son acumulaciones enormes de estrellas, gases y polvo (fig. 2.27 y 2.28). En el Universo hay centenares de miles de millones. Cada galaxia puede estar formada por centenares de miles de millones de estrellas y otros astros. En el centro de las galaxias es donde se concentran más estrellas. Cada cuerpo de una galaxia se mueve a causa de la atracción de los otros. En general hay, además, un movimiento más amplio que hace que todo junto gire alrededor del centro.

Tamaños y formas de las galaxias

Hay galaxias enormes como Andrómeda, o pequeñas como su vecina M32. Las hay en forma de globo, de lente, plana, elíptica, espiral (como la nuestra) o formas irregulares. Las galaxias se agrupan formando "cúmulos de galaxias".

La galaxia grande más cercana es Andrómeda. Se puede observar a simple vista y parece una mancha luminosa de aspecto brumoso. Los astrónomos árabes ya la habían observado. Actualmente se la conoce con la denominación M31. Está a unos 2.200.000 años luz de nosotros. Es el doble de grande que la Vía Láctea (fig. 2.35).

Las galaxias tienen un origen y una evolución. Las primeras galaxias se empezaron a formar 1.000 millones de años después del Big-Bang. Las estrellas que las forman tienen un nacimiento, una vida y una muerte. El Sol, por ejemplo, es una estrella formada por elementos de estrellas anteriores muertas.

Muchos núcleos de galaxias emiten una fuerte radiación, cosa que indica la probable presencia de un agujero negro. Los movimientos de las galaxias provocan, a veces, choques violentos. Pero, en general, las galaxias se alejan las unas de las otras, como puntos dibujados sobre la superficie de un globo que se infla.

Clases de Galaxias

Cuando se utilizan telescopios potentes, en la mayor parte de las galaxias sólo se detecta la luz mezclada de todas las estrellas; sin embargo, las más cercanas muestran estrellas individuales. Las galaxias presentan una gran variedad de formas. En 1930 Hubble clasificó las galaxias en elípticas, espirales e


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irregulares, siendo las dos primeras las más frecuentes.

� Galaxias elípticas: Algunas galaxias tienen un perfil globular completo con un núcleo brillante. Estas galaxias, llamadas elípticas, contienen una gran población de estrellas viejas, normalmente poco gas y polvo, y algunas estrellas de nueva formación. Las galaxias elípticas tienen gran variedad de tamaños, desde gigantes a enanas. Hubble simbolizó las galaxias elípticas con la letra E y las subdividió en ocho clases, desde la E0, prácticamente esféricas, hasta la E7, fusiformes. En las galaxias elípticas la concentración de estrellas va disminuyendo desde el núcleo, que es pequeño y muy brillante, hacia sus bordes.

� Galaxias espirales: Las galaxias espirales (fig. 2.36) son discos achatados que contienen no sólo algunas estrellas viejas sino también una gran población de estrellas jóvenes, bastante gas y polvo, y nubes moleculares que son el lugar de nacimiento de las estrellas. Generalmente, un halo de débiles estrellas viejas rodea el disco, y suele existir una protuberancia nuclear más pequeña que emite dos chorros de materia energética en direcciones opuestas. Las galaxias espirales se designan con la letra S. Dependiendo del menor o mayor desarrollo que posea cada brazo, se le asigna una letra a, b ó c (Sa, Sb, Sc, SBa, SBb, SBc). Existen otras galaxias intermedias entre elípticas y espirales, llamadas lenticulares o lenticulares normales, identificadas como SO y clasificadas en los grupos SO1, SO2 y SO3. A su vez, se distinguen las lenticulares barradas (SBO) que se clasifican en tres grupos, según presenten la barra más o menos definida y brillante.

� Galaxias irregulares: Las galaxias irregulares se simbolizan con la letra I ó IR, aunque suelen ser enanas o poco comunes. Se engloban en este grupo aquellas galaxias que no tienen estructura y simetría bien definidas. Se clasifican en irregulares de tipo 1 o magallánico, que contienen gran cantidad de estrellas jóvenes y materia interestelar, y galaxias irregulares de tipo 2, menos frecuentes y cuyo contenido es difícil de identificar. Las galaxias irregulares se sitúan generalmente próximas a galaxias más grandes, y suelen contener grandes cantidades de estrellas jóvenes, gas y polvo cósmico.

La Vía Láctea… Un camino en el cielo

En noches serenas podemos ver una franja blanca que atraviesa el cielo de lado a lado, con muchas estrellas. Son sólo una pequeña parte de nuestros vecinos. Entre todos formamos la Vía Láctea. Los romanos la llamaron "Camino de Leche", que es lo que significa vía láctea en latín (fig. 2.37).

La Vía Láctea es nuestra galaxia

El Sistema Solar está en uno de los brazos de la espiral, a unos 30.000 años luz del centro y unos 20.000 del extremo. La Vía Láctea es una galaxia grande,


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espiral y puede tener unos 100.000 millones de estrellas, entre ellas, el Sol (fig. 2.38 y 2.39). En total mide unos 100.000 años luz de diámetro y tiene una masa de más de dos billones de veces la del Sol.

Cada 225 millones de años el Sistema Solar completa un giro alrededor del centro de la galaxia. Se mueve a unos 270 km/s. No podemos ver el brillante centro porque se interponen materiales opacos, polvo cósmico y gases fríos, que no dejan pasar la luz. Se cree que contiene un poderoso agujero negro.

La Vía Láctea tiene forma de lente convexa. El núcleo tiene una zona central de forma elíptica y unos 8.000 años luz de diámetro. Las estrellas del núcleo están más agrupadas que las de los brazos. A su alrededor hay una nube de hidrógeno, algunas estrellas y cúmulos estelares.

La Vía Láctea forma parte del Grupo Local

Junto con las galaxias de Andrómeda (M31) (fig. 2.40) y del Triángulo (M33), las Nubes de Magallanes (satélites de la Vía Láctea), las galaxias M32 y M110 (satélites de Andrómeda), galaxias y nebulosas más pequeñas y otros sistemas menores, forman un grupo vinculado por la gravedad.

En total hay unas 30 galaxias que ocupan un área de unos 4 millones de años luz de diámetro. Todo el grupo orbita alrededor del gran cúmulo de galaxias de Virgo, a unos 50 millones de años luz.

Cúmulos de estrellas

Las estrellas no aparecen de forma aislada, sino formando grupos que llamamos "cúmulos" (fig. 2.41). Un cúmulo de estrellas, es un grupo de estrellas relacionadas que se mantienen juntas por efecto de la gravitación.

Los cúmulos de estrellas se clasifican en dos grupos: cúmulos abiertos, que no poseen forma definida, y cúmulos globulares, que son esféricos o casi esféricos. Los abiertos están formados por unas cientos estrellas jóvenes, mientras que los cúmulos globulares contienen más de mil veces esa cantidad, y generalmente son estrellas muy viejas.

Los cúmulos globulares forman un halo alrededor de nuestra galaxia, la Vía Láctea, mientras que los abiertos se sitúan en los brazos de la espiral. Los cúmulos abiertos son mucho más numerosos que los globulares: se conocen unos 1.000 en nuestra galaxia mientras que sólo hay 140 globulares.

Cúmulos abiertos

Los dos cúmulos abiertos (fig. 2.42) más conocidos son las Pléyades y las Hiadas, ambos observables a simple vista, en la constelación Tauro. El cúmulo de las Hiadas se encuentra a unos 150 años luz de la Tierra y posee un diámetro


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de unos 15 años luz. El cúmulo de las Pléyades tiene un diámetro similar, pero está a unos 400 años luz, por lo que se ve más pequeño.

Los cúmulos abiertos se forman a partir de nubes de gas y polvo en los brazos

de una galaxia espiral. Las regiones más densas se contraen bajo su propia

gravedad, dando lugar a estrellas individuales.

La nebulosa de Orión es un ejemplo de una región en la que todavía se están

formando estrellas. En el centro de la nebulosa se encuentra un grupo de

estrellas viejas, el "Trapecio de Orión". La nebulosa contiene suficiente gas como

para formar otros cientos de estrellas del mismo tipo.

Se conoce como "asociación estelar" a una agrupación de estrellas parecida a

un cúmulo, pero distribuidas sobre un área mayor.

A menudo se encuentran cúmulos abiertos en el interior de una asociación, en

zonas donde la densidad del gas a partir del cual se formó la asociación es

mayor.

Los miembros de un cúmulo nacen juntos y continúan moviéndose juntos por el

espacio. Esto sirve para hallar sus distancias. Midiendo el movimiento de las

estrellas a lo largo de la línea de visión y a través de la línea de visión, se

pueden calcular las distancias que las separan del Sistema Solar. Esta técnica

se conoce como el método del cúmulo móvil.

Las nebulosas

Son estructuras de gas y polvo interestelar (fig. 2.43). Según sean más o menos

densas, son visibles, o no, desde la Tierra. Se pueden encontrar en cualquier

lugar del espacio interestelar.

Antes de la invención del telescopio, el término nebulosa se aplicaba a todos los

objetos celestes de apariencia difusa. Como consecuencia de esto, a muchos

objetos que ahora sabemos que son cúmulos de estrellas o galaxias se les

llamaba nebulosas.

Se han detectado nebulosas en casi todas las galaxias, incluida la nuestra, la Vía

Láctea. Dependiendo de la edad de las estrellas asociadas, se pueden clasificar

en dos grandes grupos:

- Asociadas a estrellas evolucionadas, como las nebulosas planetarias y

los remanentes de supernovas.

- Asociadas a estrellas muy jóvenes, algunas incluso todavía en proceso de formación, como los objetos Herbig-Haro y las nubes moleculares.


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Figuras 2.27 y 2.28.- Galaxias del Universo.

Figura 2.29.- Figura 2.30.- Galaxia espiral.

Figura 2.31.- Vía láctea.

Galaxias vecinas Distancia (Años luz)

Nubes de Magallanes 200.000

El Dragón 300.000

Osa Menor 300.000

El Escultor 300.000

El Fogón 400.000

Leo 700.000

NGC 6822 1.700.000

NGC 221 (M32) 2.100.000

Andrómeda (M31) 2.200.000

El Triángulo (M33) 2.700.000


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Figuras 2.32 y 2.33.- Vía láctea y Sistema Solar.

Figura 2.34.- Andrómeda.

Fig. 2.35.- Cúmulos de estrellas Fig. 2.36.- Cúmulos abiertos Fig. 2.37.- Nebulosa

Fuentes: http://www.fondosok.com/wallpaper-original/wallpapers/galaxia-de-andromeda-142.jpg http://www.astromia.com/universo/nebulosas.htm


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Lectura complementaria

¡BANG! La catastrófica muerte de las estrellas

Ron Cowen

National Geographic. Edición España Volumen 20, nº 003, marzo 2007, páginas 72-89 Stan Woosley, astrónomo en la Universidad de California en Santa Cruz, se ocupa de las explosiones más potentes desde el nacimiento del universo. Son las supernovas, la muerte violenta de las estrellas. El universo centellea con estos cataclismos. Suceden casi cada segundo, por lo general en alguna galaxia muy remota, y se encienden con el brillo de cientos de miles de millones de estrellas formando un enorme bola de fuego que se expande y se enfría durante meses. Por fortuna, casi nunca estallan cerca de nosotros. La última supernova de nuestra galaxia hizo explosión en 1604. Su brillo en el cielo nocturno llegó a rivalizar con el de Júpiter e impresionó profundamente a Johannes Kepler, el gran astrónomo. Una supernova cercana (situada a pocos años luz) envolvería la Tierra en una ola de radiaciones mortíferas. De todos modos, el legado de las supernovas está tan cerca de nosotros como nuestro propio cuerpo. El carbono de nuestras células, el oxígeno del aire, el silicio de las rocas y de los chips del ordenador, el hierro de nuestra sangre y de las máquinas, y prácticamente todos los átomos más pesados que el hidrógeno y el helio fueron forjados en el interior de antiguas estrellas y dispersados por el universo cuando estas estallaron hace miles de millones de años. Deseosos de entender nuestro origen, los astrónomos tratan de comprender por qué estrellas que brillan apaciblemente millones de años de repente estallan. Recientemente han hecho dos grandes avances. El primero es una observación de rayos gamma procedentes de puntos distantes del cielo [...]. Muchos estallidos de rayos gamma son el primer aviso de una supernova, emitidos minutos antes de la explosión. [...] A primera hora del 18/2/2006, el satélite Swift registró un torrente de rayos gamma procedente de algún punto de la constelación de Aries. En tres minutos, el satélite había determinado la posición del estallido. [...] Tras un torrente inusualmente prolongado de rayos gamma y rayos X de más de media hora de duración [...] el estallido dio paso a emisiones de luz visible e infrarroja. Al cabo de tres días, este último resplandor se estaba apagando, y entonces entró en escena la supernova. La estrella había hecho explosión uno o dos minutos después del fogonazo de rayos gamma pero la mayor parte de su energía se manifestaba en forma de rayos ultravioletas y rayos X, ambos invisibles. La intensificación de la luz visible había sido más lenta y sólo en ese momento empezó a brillar con más fuerza que el resplandor. Por primera vez, los astrónomos habían visto desde el principio toda la evolución del proceso, desde el fogonazo de rayos gamma hasta la supernova.

Supernova en el momento de explotar.

Enana blanca


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La estrella había iniciado su carrera hacia la destrucción [...] cuando empezó a perder la lucha contra la gravedad. La gravedad es la fuerza que enciende a las nuevas estrellas, porque comprime hasta tal punto los átomos de hidrógeno en el corazón del astro que acaban fusionándose y produciendo helio. La fusión genera luz y calor [...]. Pero cuando el núcleo consume todo su hidrógeno, la gravedad lo comprime. Al encogerse, alcanza cientos de millones de grados de temperatura, que hace que los átomos de helio se fusionen y formen carbono. [...] Para una estrella solitaria no más pesada que el Sol, poco más hay que contar. La estrella quema todo su helio y se encoge hasta convertirse en una enana blanca más o menos del tamaño de nuestra Tierra, que envejece y se enfría indefinidamente, a menos que pueda sustraer las capas externas de hidrógeno de otra estrella cercana. Si [...] la enana blanca atrae suficiente material, el combustible absorbido desencadenará una explosión termonuclear. [...] Una gigantesca bomba nuclear. La supernova anterior no era una explosión termonuclear, sino el colapso catastrófico de una estrella. Es el único tipo de supernova que puede producir un estallido de rayos gamma, el fin inevitable de toda estrella con una masa ocho veces superior a la del Sol. Esos pesos pesados siempre pierden la batalla contra la gravedad. Con el peso de las capas exteriores presionando el núcleo, las reacciones de fusión no se detienen en el carbono. La estrella sigue fusionando los núcleos atómicos más ligeros en elementos cada vez más pesados [...]. Generalmente es resultado una estrella de neutrones, un residuo estelar tan denso que una cucharilla de su materia pesaría más de mil millones de toneladas. En las estrellas más masivas, el colapso sólo deja tras de sí un pozo voraz llamado agujero negro. Woosley y sus colaboradores [...] simulan las explosiones por ordenador. Empiezan con una estrella enorme, casi 40 veces más masiva que el Sol, que gira tan deprisa que casi está a punto de desintegrarse. Hacia al final de su vida, incapaz de resistir el empuje de su propia gravedad, el núcleo se colapsa y forma un agujero negro. Pero como la estrella tiene una enorme fuerza de rotación, parte del material entrante se resiste al tirón del agujero negro recién nacido. Entonces se forma un disco de materia en rotación en torno al agujero, un gigantesco torbellino de la estrella condenada.[...] El disco gira miles de veces por segundo alrededor del agujero negro, y la fricción lo calienta hasta 40.000 millones de grados, mientras sigue entrando nuevo material. Tras la formación del agujero negro, chorros de gas supe caliente salen despedidos hacia fuera. [...]. 5

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5 Este artículo fue enviado por la Dra. M. C. García, UN Mar del Plata, a quien se le agradece la colaboración.

Nebulosa originada después de la explosión de una supernova.

Agujero negro

Alrededor de los agujeros negros giran a gran velocidad anillos de materia expulsada del mismo agujero.


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2.6 Evolución del Universo

Los astrónomos están convencidos en su gran mayoría de que el Universo surgió a partir de una gran explosión (Big Bang), entre 13.500 y 15.500 millones de años antes del momento actual. Los primeros indicios de este hecho fueron descubiertos por el astrónomo estadounidense Edwin Hubble, en la década de 1920, cuando expuso que el Universo se está expandiendo y los cúmulos de galaxias se alejan entre sí. La teoría de la relatividad general propuesta por Albert Einstein también predice esta expansión.

Si hacemos una "foto del Universo" en un momento dado, no vemos su estado actual, sino su historia. La luz viaja a 300.000 km/segundo. Incluso cuando miramos la Luna (el objeto celeste más cercano), la vemos como era hace algo más de un segundo.

¿El comienzo?

Edwin Hubble descubrió que el Universo se expande. La teoría de la relatividad general de Albert Einstein ya lo había previsto. Se ha comprobado que las galaxias se alejan, todavía hoy, las unas de las otras.

Si pasamos la película al revés, ¿dónde llegaremos? Los científicos intentan explicar el origen del Universo con diversas teorías. Las más aceptadas son la del Big Bang y la teoría Inflacionaria, que se complementan.

Momento Suceso

Big Bang Densidad infinita, volumen cero.

10 e-43 segundos Fuerzas no diferenciadas

10 e-34 segundos Sopa de partículas elementales

10 e-10 segundos Se forman protones y neutrones

1 segundo 10.000.000.000 º. Universo tamaño Sol

3 minutos 1.000.000.000 º. Núcleos de átomos

30 minutos 300.000.000 º. Plasma

300.000 años Átomos. Universo transparente

1.000.000 años Gérmenes de galaxias

100 millones de años Primeras galaxias

1.000 millones de años Estrellas. El resto, se enfría

5.000 millones de años Formación de la Vía Láctea

10.000 millones de años Sistema Solar y Tierra


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Teoría del Big Bang

La teoría del Big Bang6 o gran explosión, supone que, hace entre 12.000 y 15.000 millones de años, toda la materia del Universo estaba concentrada en una zona extraordinariamente pequeña del espacio y explotó. La materia salió impulsada con gran energía en todas direcciones.

Los choques y un cierto desorden hicieron que la materia se agrupara y se concentrase más en algunos lugares del espacio, y se formaron las primeras estrellas y las primeras galaxias. Desde entonces, el Universo continúa en constante movimiento y evolución.

Esta teoría sobre el origen del Universo se basa en observaciones rigurosas y es matemáticamente correcta desde un instante después de la explosión, pero no tiene una explicación para el momento cero del origen del Universo, llamado "singularidad".

El Big Bang, literalmente gran estallido, constituye el momento en que de la "nada" emerge toda la materia, es decir, el origen del Universo. La materia, hasta ese momento, es un punto de densidad infinita, que en un momento dado "explota" generando la expansión de la materia en todas las direcciones y creando lo que conocemos como nuestro Universo.

Inmediatamente después del momento de la "explosión", cada partícula de materia comenzó a alejarse muy rápidamente una de otra, de la misma manera que al inflar un globo éste va ocupando más espacio expandiendo su superficie. Los físicos teóricos han logrado reconstruir esta cronología de los hechos a partir de un 1/100 de segundo después del Big Bang. La materia lanzada en todas las direcciones por la explosión primordial está constituida exclusivamente por partículas elementales: Electrones, Positrones, Mesones, Bariones, Neutrinos, Fotones y un largo etcétera hasta más de 89 partículas conocidas hoy en día.

En 1948 el físico ruso nacionalizado estadounidense George Gamow modificó la teoría de Lemaître del núcleo primordial. Gamow planteó que el Universo se creó en una explosión gigantesca y que los diversos elementos que hoy se observan se produjeron durante los primeros minutos después de la Gran Explosión o Big Bang, cuando la temperatura extremadamente alta y la densidad del Universo fusionaron partículas subatómicas en los elementos químicos.

Cálculos más recientes indican que el hidrógeno y el helio habrían sido los productos primarios del Big Bang, y los elementos más pesados se produjeron más tarde, dentro de las estrellas. Sin embargo, la teoría de Gamow proporciona una base para la comprensión de los primeros estadios del Universo y su posterior evolución. A causa de su elevadísima densidad, la materia existente en los primeros momentos del Universo se expandió con rapidez. Al expandirse, el helio y el hidrógeno se enfriaron y se condensaron en estrellas y en galaxias. Esto explica la expansión del Universo y la base física de la ley de Hubble.

Según se expandía el Universo, la radiación residual del Big Bang continuó enfriándose, hasta llegar a una temperatura de unos 3 K (-270 °C). Estos vestigios de radiación de fondo de microondas fueron detectados por los radioastrónomos en 1965, proporcionando así lo que la mayoría de los astrónomos consideran la confirmación de la teoría del Big Bang.

Uno de los problemas sin resolver en el modelo del Universo en expansión es si el Universo es abierto o cerrado (esto es, si se expandirá indefinidamente o se volverá a contraer).

Un intento de resolver este problema es determinar si la densidad media de la materia en el Universo es mayor que el valor crítico en el modelo de Friedmann. La masa de una galaxia se puede medir observando el movimiento de sus estrellas; multiplicando la masa de cada galaxia por el número de galaxias se ve que la densidad es sólo del 5 al 10% del valor crítico. La masa de un cúmulo de galaxias se puede determinar de forma análoga, midiendo el movimiento de las galaxias

6 Ver videos en www.youtube.com/watch?v=R45jTWNucLU; www.youtube.com/watch?v=2mC2DM8xQPA; www.youtube.com/watch?v=pIn6Evqty_s


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que contiene. Al multiplicar esta masa por el número de cúmulos de galaxias se obtiene una densidad mucho mayor, que se aproxima al límite crítico que indicaría que el Universo está cerrado.

La diferencia entre estos dos métodos sugiere la presencia de materia invisible, la llamada materia oscura, dentro de cada cúmulo pero fuera de las galaxias visibles. Hasta que se comprenda el fenómeno de la masa oculta, este método de determinar el destino del Universo será poco convincente.

Muchos de los trabajos habituales en cosmología teórica se centran en desarrollar una mejor comprensión de los procesos que deben haber dado lugar al Big Bang. La teoría inflacionaria, formulada en la década de 1980, resuelve dificultades importantes en el planteamiento original de Gamow al incorporar avances recientes en la física de las partículas elementales. Estas teorías también han conducido a especulaciones tan osadas como la posibilidad de una infinidad de universos producidos de acuerdo con el modelo inflacionario.

Sin embargo, la mayoría de los cosmólogos se preocupa más de localizar el paradero de la materia oscura, mientras que una minoría, encabezada por el sueco Hannes Alfvén, premio Nobel de Física, mantienen la idea de que no sólo la gravedad sino también los fenómenos del plasma, tienen la clave para comprender la estructura y la evolución del Universo.

Teoría Inflacionaria

La teoría inflacionaria de Alan Guth intenta explicar el origen y los primeros instantes del Universo. Se basa en estudios sobre campos gravitatorios fortísimos, como los que hay cerca de un agujero negro. Supone que una fuerza única se dividió en las cuatro que ahora conocemos, produciendo el origen al Universo. El empuje inicial duró un tiempo prácticamente inapreciable, pero fue tan violenta que, a pesar de que la atracción de la gravedad frena las galaxias, el Universo todavía crece.

No se puede imaginar el Big Bang cómo la explosión de un punto de materia en el vacío, porque en este punto se concentraban toda la materia, la energía, el espacio y el tiempo. No había ni "fuera" ni "antes". El espacio y el tiempo también se expanden con el Universo.

Materiales y radiación

En el Universo hay materiales dispersos, dentro y fuera de las galaxias. Hablamos de la materia interestelar, la luz, la radiación de fondo y la materia oscura.

Materia interestelar

Están formados los gases y partículas de polvo que hay entre las estrellas y las galaxias. La mayor parte no es visible, pero se puede detectar a través de sus efectos gravitatorios y de sus emisiones electromagnéticas. Está formada, sobre todo, por hidrógeno, pero también hay pequeñas cantidades de helio, nitrógeno, oxígeno, carbono y moléculas simples de agua, alcoholes y amoníaco.

Astro-bio-química: Un átomo de hidrógeno y uno de oxígeno pueden combinarse para formar un grupo OH (hidroxílico), muy activo, capaz de unirse con casi cualquier material. Si se encuentra con un átomo de hidrógeno, forma una molécula de agua. A partir de la década de 1970 se han localizado moléculas


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cada vez más complejas, formadas por decenas de átomos. Algunas podrían, en condiciones favorables, formar materia orgánica, que es la base de los organismos vivos.

La luz, ¿ondas o partículas?

Las ondas de luz, como las de los rayos X, no se pueden emitir de una en una, sino sólo en paquetes llamados "cuantos". La ciencia que lo estudia es la mecánica cuántica. Estos tipos de radiación de alta frecuencia, según cómo se observan, se comportan como partículas y, al mismo tiempo, como ondas. Las partículas de la luz son los fotones. No tienen masa y viajan a cerca de 300.000 km/s.

La radiación cósmica de fondo

En 1965 se encontró la prueba "tangible" del Big Bang. Comprobando un detector de microondas muy sensible, dos científicos descubrieron una radiación extraña que provenía por igual de todos los puntos del espacio.

Otros teóricos ya habían predicho que se habría de observar, procediendo de todo el universo, un "resplandor" testimonio del Big Bang, y que esta luz, debido a la expansión del Universo, se presentaría en forma de microondas.

Materia oscura

Se cree que la materia oscura es un material que no emite ninguna radiación electromagnética. Su existencia se basa en consideraciones teóricas y es, por ahora, uno de los principales problemas que tiene planteados la astrofísica. Estudiando las fuerzas en el Universo, se calcula que la materia total es mucha más que la detectada por nuestros instrumentos. Como no sabemos nada de ella, la llamamos materia oscura.

Fuerzas y movimientos

La gravedad es la fuerza de atracción entre objetos. En el Universo toda la materia se mueve a causa de ésta y otras fuerzas. La gravedad depende de la masa de los objetos y de la distancia que los separa. Cuanta más masa tienen y más cerca están, mayor es la fuerza.

Cuando se separan el doble, la fuerza se reduce a un cuarto. La gravedad actúa como si toda la masa de un cuerpo se concentrase en un único punto, el centro de gravedad. La zona esférica alrededor de un cuerpo donde actúa su gravedad es el campo gravitacional.

La ley de la gravitación universal fue formulada por el físico británico Isaac Newton en el año 1684. Si dejáramos dos cuerpos con masa y en reposo, sin que actuase ninguna otra fuerza salvo su atracción, inevitablemente, chocarían. Pero en el Universo hay muchas "gravedades", actúan otras fuerzas y los cuerpos están en movimiento.


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Colapso

Un colapso gravitacional es cuando un cuerpo se hace más pequeño como resultado de su propia gravedad, por ejemplo, una nube de gas para formar una estrella, o una estrella para formar un agujero negro. Se rompen los átomos y el edificio se desmorona.

Los átomos son cajas vacías donde una fuerza mantiene la estructura. Pero, si la gravedad supera esta fuerza, la estructura central no aguanta y la materia inicia una reacción en cadena. La densidad aumenta (el cuerpo se hace pequeño sin perder masa), el campo gravitatorio se intensifica y se produce el colapso.

Fuerzas fundamentales del Universo

Hay cuatro fuerzas fundamentales, que determinan todas las formas de interacción de la materia: - interacciones nucleares fuertes, - interacciones nucleares débiles, - electromagnetismo y - gravitación. La gravedad es la más débil de las cuatro y la única que sólo actúa en un sentido. Los científicos especulan sobre si existe la complementaria.

Movimientos

Las estrellas, las galaxias y todo el Universo se mueven. Otra cosa es detectar el movimiento de algunos cuerpos, sobre todo, de los más lejanos. Se ha medido el movimiento de muchos objetos del Universo. Así sabemos que, para desplazarse una distancia aparente igual al diámetro de la luna, la estrella más cercana Alpha Centauro, necesita 506 años. Arturo necesita 815; Sirio, 1.410; Altair, 2.830; Capella, 4270 y Fomalhaut, más de 5.000. Se llama órbita la trayectoria de un objeto que gira alrededor de otro. El periodo orbital es el tiempo que el objeto tarda en completar una órbita. Parece que todos los objetos, en el espacio, orbitan alrededor de otros con más masa.

La expansión del Universo

El descubrimiento de la expansión del Universo empieza en 1912, con los trabajos del astrónomo norteamericano Vesto M. Slipher. Mientras estudiaba los espectros de las galaxias observó que, excepto en las más próximas, las líneas del espectro se desplazan hacia el rojo.

Esto significa que la mayoría de las galaxias se alejan de la Vía Láctea ya que, corrigiendo este efecto en los espectros de las galaxias, se demuestra que las


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estrellas que las integran están compuestas de elementos químicos conocidos. Este desplazamiento al rojo se debe al efecto Doppler.

Si medimos el corrimiento del espectro de una estrella, podemos saber si se acerca o se aleja de nosotros. En la mayoría este desplazamiento es hacia el rojo, lo que indica que el foco de la radiación se aleja. Esto es interpretado como una confirmación de la expansión del Universo.

En principio parece que las galaxias se alejan de la Vía Láctea en todas direcciones, dando la sensación de que nuestra galaxia es el centro del Universo. Este efecto es consecuencia de la forma en que se expande el Universo. Es como si la Vía Láctea y el resto de galaxias fuesen puntos situados sobre la superficie de un globo. Al inflar el globo todos los puntos se alejan de nosotros. Si cambiásemos nuestra posición a cualquiera de los otros puntos y realizásemos la misma operación, observaríamos exactamente lo mismo.

La Ley de Hubble

El astrónomo estadounidense Edwin Powell Hubble relacionó, en 1929, el desplazamiento hacia el rojo observado en los espectros de las galaxias con la expansión del Universo. Sugirió que este desplazamiento hacia el rojo, llamado desplazamiento hacia el rojo cosmológico, es provocado por el efecto Doppler y, como consecuencia, indica la velocidad de retroceso de las galaxias.

Hubble también observó que la velocidad de recesión de las galaxias era mayor cuanto más lejos se encontraban. Este descubrimiento le llevó a enunciar su ley de la velocidad de recesión de las galaxias, conocida como la "ley de Hubble", la cual establece que la velocidad de una galaxia es proporcional a su distancia.

La constante de Hubble o de proporcionalidad es el cociente entre la distancia de una galaxia a la Tierra y la velocidad con que se aleja de ella. Se calcula que esa constante está entre los 50 y 100 km/s por megaparsec.

Fuentes: A las ya citadas, se agregan http://www.xtec.es/~rmolins1/textos/es/univers01.htm http://www.google.com.ar/images?hl=es&source=hp&q=big+bang&gbv=2 http://www.youtube.com/spacelab?feature=etp-gs-space http://www.seti.org/?gclid=CKOd076i4q0CFRFV7AodQ1V-ig http://hubblesite.org/ http://hubblesite.org/gallery/album/entire http://hubblesite.org/gallery/wallpaper/ http://hubble.nasa.gov/ http://hubble.nasa.gov/missions/intro.php http://www.astromia.com/astronomia/telescopiohubble.htm

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2.7 El Sistema Solar El Sistema Solar7 (fig. 2.38 y 2.39) es el conjunto de planetas, satélites, asteroides y otros cuerpos celestes que giran alrededor del Sol, describiendo órbitas elípticas. Es difícil precisar el origen del Sistema Solar. Los científicos creen que puede situarse hace unos 4.600 millones de años, cuando una inmensa nube de gas y polvo se contrajo a causa de la fuerza de la gravedad y comenzó a girar a gran velocidad, probablemente, debido a la explosión de una supernova cercana.

La mayor parte de la materia se acumuló en el centro. La presión era tan elevada que los átomos comenzaron a fusionarse liberando energía y formando una estrella. Al mismo tiempo se iban definiendo algunos remolinos que, al crecer, aumentaban su gravedad y recogían más materiales en cada vuelta. También había muchas colisiones. Millones de objetos se acercaban y se unían o chocaban con violencia y se partían en trozos.

Los encuentros constructivos predominaron y, en sólo 100 millones de años, adquirió un aspecto semejante al actual. Después cada cuerpo continuó su propia evolución. Los planetas8 (fig. 2.38 y 2.39), son cuerpos opacos que no generan energía (luz y calor) sino que reflejan la energía liberada por el Sol (fig. 2.40).

El Sol es la estrella más cercana a nosotros. Emite luz y energía en virtud de los procesos nucleares de su interior. El Sol ocupa una posición central en el Sistema Solar y contiene el 99, 9 por 100 de su masa. Con su potente gravedad, fuerza el movimiento de los ocho planetas y miles de otros cuerpos menores a su alrededor. El Sol es uno de los cientos de miles de millones de estrellas que forman la Vía Láctea. Se encuentra a unos treinta años luz del centro de la Galaxia, girando a una velocidad de 250 km/seg , por lo que le cuesta unos doscientos veinticinco millones de años dar una vuelta completa. Es una estrella mediana que ha llegado casi a la mitad de su existencia. El Sol tiene un diámetro que equivale a 109 veces el de la Tierra, una masa 330. 000 veces mayor y una densidad cuatro veces menor. Como todos los cuerpos celestes, tiene un movimiento de rotación alrededor de su propio eje, pero en el Sol este movimiento es distinto según las latitudes, debido a la no homogeneidad de la composición de la materia solar.

Los planetas más cercanos son Mercurio (fig. 2.41):

Mercurio es el planeta más cercano al Sol, y el segundo más pequeño del sistema solar. Su diámetro es un 40% más pequeño que la Tierra y un 40% más grande que la Luna. Es incluso más pequeño que la luna de Júpiter, Ganimedes o la luna de Saturno, Titán. Hasta el Mariner 10, poco se sabía sobre Mercurio debido a las dificultades de observación que tienen los telescopios de la Tierra. En su máxima elongación está a sólo 28 grados del Sol tal como se puede ver desde la

7 El Sistema Solar está formado por el Sol, los planetas y sus satélites que les acompañan, asteroides, cometas, meteoroides, polvo y gas interplanetario. Las dimensiones de este sistema se especifican en términos de distancia media de la Tierra al Sol, denominada unidad astronómica (UA). Una UA corresponde a unos 150 millones de kilómetros. La frontera entre el Sistema Solar y el espacio interestelar - llamada heliopausa - se supone que se encuentra a 100 UA. Los cometas, sin embargo, son los más alejados del Sol; sus órbitas son muy excéntricas, extendiéndose hasta 50.000 UA o más.

El Sol contiene el 99.85% de toda la materia en el Sistema Solar. Los planetas, que están condensados del mismo material que formó el Sol, contienen sólo el 0.135% de la masa del sistema. Júpiter contiene más de dos veces la materia de todos los otros planetas juntos. Los satélites de los planetas, cometas, asteroides, meteoroides, y el medio interplanetario constituyen el restante 0.015%. 8 Se sugiere visitar el sitio web del Planetario Ciudad de Buenos Aires por las actividades y visitas que ofrecen: http://www.planetario.gov.ar/


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Tierra. Debido a esto, sólo puede ser observado durante el ocaso o en horas diurnas, atravesando una masa considerable de la atmósfera terrestre. Su extrema proximidad al Sol y el hecho de que, en la práctica, no posee una atmósfera, le hacen experimentar las más elevadas variaciones térmicas existentes en un planeta. En estas condiciones los científicos excluyen que el planeta pueda albergar cualquier forma de vida.

Venus (fig. 2.42).

Venus es el segundo planeta desde el Sol. Es el objeto más brillante del cielo, después del Sol y la Luna. A este planeta se le llama el lucero del alba cuando aparece por el Este al amanecer y el lucero de la tarde cuando está situado al Oeste al atardecer. Debido a las distancias de las órbitas de Venus y la Tierra desde el Sol, Venus no es visible nunca más de tres horas antes del amanecer o tres horas después del ocaso. Todo Venus está cubierto de nubes y tiene una atmósfera densa, lo que dificulta su estudio desde la Tierra; la mayor parte de los conocimientos que se tienen del planeta se han obtenido mediante la utilización de vehículos espaciales, en concreto aquéllos que han descendido a través de la atmósfera portando sondas. La temperatura de la superficie de Venus es muy uniforme y alcanza unos 462 °C; la presión de la superficie es 96 veces la de la Tierra. La atmósfera está compuesta casi en su totalidad por dióxido de carbono. La base de las nubes está a 50 km de la superficie y las partículas de estas nubes son sobre todo ácido sulfúrico concentrado. El planeta Venus no tiene un campo magnético perceptible.

La Tierra (fig. 2.43) ocupa el tercer lugar en orden de distancia al Sol, lo que le permite recibir la cantidad de energía necesaria para el desarrollo de la vida.

La Tierra es minúscula comparada con el Universo. Formamos parte del Sistema Solar, perdido en un brazo de una galaxia que tiene 100.000 millones de estrellas, pero sólo es una entre los centenares de miles de millones de galaxias que forman el Universo. La Tierra, nuestro planeta, es el tercero desde el Sol y el quinto en cuanto al tamaño de los nueve planetas principales. La distancia media de la Tierra al Sol es de 149. 503. 000 km. Es el único planeta conocido que tiene vida (que se conozca hasta hoy) aunque algunos de los otros planetas tienen atmósferas y contienen agua. La Tierra gira alrededor del Sol en una órbita poco excéntrica. El plano de esta órbita es tomado como referencia para medir las inclinaciones de los planos orbitales de los otros planetas los que, a excepción del Plutón, se separan en pocos grados o fracciones con respecto a este. La Tierra emplea 365, 256 días para realizar una vuelta completa alrededor del Sol, desplazándose a la velocidad de 29, 79 km/seg. a lo largo de su órbita. Nuestro planeta también tiene un movimiento de revolución alrededor de su propio eje que se realiza en 24h (día solar).La Tierra no es una esfera perfecta, sino que tiene forma de geoide. Cálculos basados en las perturbaciones de las órbitas de los satélites artificiales revelan que la Tierra es una esfera imperfecta porque el ecuador se engrosa 21 km; el polo norte está dilatado 10 m y el polo sur está hundido unos 31 m.

Los satélites son cuerpos celestes que giran alrededor de un planeta. La Tierra, tiene uno solo que es la Luna (fig. 2.44), gira a su alrededor y la acompaña en su camino alrededor del Sol. A mediados del siglo XVII, Galileo y otros astrónomos realizaron observaciones de la Luna través del telescopio y descubrieron muchos cráteres. Desde entonces, y dada su proximidad, ha sido el objeto espacial más estudiado. El conocimiento actual de la Luna es mayor que el del resto de los objetos del Sistema Solar exceptuando la Tierra. La Luna está a 384,403 km de la Tierra. Su diámetro es 3,476 km. Tanto la rotación de la Luna como su órbita alrededor de la Tierra duran 27 días, 7 horas y 43 minutos. Esta rotación síncrona está causada por la distribución asimétrica de la masa de la luna, lo que ha permitido a la gravedad terrestre mantener un hemisferio lunar permanentemente girado hacia la Tierra. La Luna ha sido fuertemente bombardeada por los meteoritos, lo que origina que muchas de las rocas de la antigua corteza se hayan mezclado, fundido o enterrado. Los oscuros mares, con relativamente pocos cráteres, cubren aproximadamente el 16% de la superficie lunar y se concentran en el lado cercano de la Luna, principalmente dentro de las cuencas de impacto. La cara oculta de la luna sólo ha sido observada a partir de los viajes espaciales. Esta foto de la Luna fue tomada por la tripulación del Apolo 17 durante su paso por detrás de la Tierra en el viaje de vuelta a casa, después de un alunizaje exitoso en Diciembre de 1972.


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Figura 2.38.- El Sistema Solar.

¡Atención! Plutón No es considerado como planeta.

Figura 2.39.- Fotomontaje del Sistema Solar.

El fotomontaje de los cuerpos del Sistema Solar muestran fotos del Sol y de los Planetas (sin escala).

Fig. 2.40.- Sol Fig. 2.41.- Mercurio Fig. 2.42.- Venus


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Fig. 2.43.- Planeta Tierra Fig. 2.44.- Luna Fig. 2.45.- Marte

Fig. 2.46.- Júpiter Fig. 2.47.- Saturno

Fig. 2.48.- Urano

Fig. 2.49.- Neptuno Fig. 2.50. - Cometa

Fig. 2.51. - Asteroide

Fuente: http://www.astromia.com/fotosolar/fotosolar.htm


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Otros Planetas que integran el Sistema Solar son Marte (fig. 2.45): Marte recibe su nombre del dios romano de la guerra, es el cuarto desde el Sol y el séptimo en cuanto a masa. Marte tiene dos pequeños satélites con cráteres, Fobos y Deimos, que algunos astrónomos consideran que son asteroides capturados por el planeta muy al comienzo de su historia. Fobos mide unos 21 km de diámetro y Deimos sólo unos 12 km. A simple vista, Marte es un objeto rojizo de brillo variable. Cuando se halla más cerca de la Tierra (55 millones de km), es, después de Venus, el objeto más brillante en el cielo nocturno. Puede observarse más fácilmente cuando está en oposición y cuando se encuentra cerca de la Tierra. La concurrencia de ambas circunstancias se produce cada 15 años, cuando el planeta llega a su mayor acercamiento al Sol. La superficie de Marte tiene regiones brillantes de color rojizo, debido a la oxidación o corrosión de su superficie. También tiene zonas oscuras, formadas por rocas similares al basalto terrestre, cuya superficie se ha erosionado y oxidado. A causa de la inclinación de su eje y la excentricidad de su órbita, los veranos son cortos y calurosos y los inviernos largos y fríos. Enormes casquetes brillantes, en apariencia formados por escarcha o hielo, señalan las regiones polares. Se ha seguido su ciclo estacional durante casi dos siglos. En el otoño marciano se forman nubes brillantes sobre el polo correspondiente. Una fina capa de dióxido de carbono se deposita sobre el casquete polar durante el otoño y el invierno. Júpiter (fig. 2.46): Júpiter es el 5º Planeta desde el Sol y el mayor del Sistema Solar. es el primero de los llamados gigantes o exteriores. Es 1. 400 veces más voluminoso que la Tierra, pero su masa es sólo 318 veces la de nuestro planeta. La densidad media de Júpiter es una cuarta parte de la densidad de la Tierra, lo que indica que debe estar formado por gases más que por metales y rocas como la Tierra y otros planetas interiores. Da una vuelta alrededor del Sol cada 11, 9 años a una distancia media equivalente a unas cinco veces la distancia del Sol a la Tierra. Tarda menos de 10 horas en dar una vuelta alrededor de su eje. Esta rápida rotación produce un engrosamiento ecuatorial que se aprecia a través de un telescopio. La rotación no es uniforme. Las bandas que se ven en Júpiter se deben a fuertes corrientes. Estas bandas se aprecian más debido a las tonalidades pastel de las nubes. Júpiter tiene 16 satélites confirmados. Galileo descubrió los cuatro mayores: Ío, Europa, Ganimedes y Calisto. Las densidades medias de las lunas mayores siguen la tendencia aparente del propio Sistema Solar. Ío y Europa, cercanos a Júpiter, son densos y rocosos como los planetas interiores. Ganimedes y Calisto, que se encuentran a más distancia, están compuestos principalmente de hielo de agua y tienen densidades más bajas. Durante la formación de satélites y planetas, su proximidad al cuerpo central (el Sol o Júpiter) evita, claramente, que se condensen las sustancias más volátiles. Saturno (fig. 2.47): Saturno es el auténtico Señor de los Anillos del Sistema Solar. Es el sexto planeta desde el Sol y el segundo más grande. La peculiaridad más conocida de Saturno es la de estar rodeado de un sistema de anillos, descubierto en 1610 por Galileo utilizando uno de los primeros telescopios. Los anillos visibles se extienden hasta una distancia de 136.200 km del centro de Saturno, pero en muchas regiones pueden tener sólo 5 m de grosor. Se cree que constan de agregados de roca, hielo de agua y gases helados en tamaños que pueden variar desde menos de 0,0005 cm de diámetro hasta 10 m (desde el tamaño de una partícula de polvo hasta el de una gran piedra). Un instrumento a bordo del Voyager 2 registró más de 100.000 anillos pequeños. Saturno tiene 18 satélites reconocidos y otras seis lunas, descubiertas en octubre y noviembre de 2000, aún no confirmadas. Los diámetros de sus 18 satélites van de 20 a 5.150 km. Constan, fundamentalmente, de las sustancias heladas más ligeras que predominaron en las partes externas de la nebulosa de gas y polvo de la que se formó el Sistema Solar. Los cinco mayores satélites interiores - Mimas, Encélado, Tetis, Dione y Rea -, son más o menos de forma esférica y compuestos en su mayor parte de hielo de agua. Urano (fig. 2.48): Urano es el séptimo planeta en cuanto a distancia al Sol, que gira fuera de la órbita de Saturno y dentro de la órbita de Neptuno. Es de sexta magnitud, por lo que es poco observable a simple vista. Urano fue descubierto accidentalmente en 1781 por el astrónomo británico William Herschel. Urano tiene un diámetro de 52.200 km y su distancia media al Sol es de 2.870 millones de km.


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Tarda 84 años en completar una órbita y 17 horas y 15 minutos en una rotación completa sobre su eje, que está inclinado 8° con relación al plano de la órbita. Su atmósfera está compuesta fundamentalmente de hidrógeno y helio, con algo de metano. A través del telescopio, el planeta aparece como un disco verde azulado con un pálido contorno verde. En 1977, mientras se observaba la ocultación de una estrella detrás del planeta, el astrónomo estadounidense James L. Elliot descubrió la presencia de cinco anillos que rodeaban a Urano en el plano de su ecuador. Los llamó Alpha, Beta, Gamma, Delta y Epsilon. Forman un cinturón de 9.400 km de ancho, extendiéndose hasta una distancia de 51.300 km del centro del planeta. En enero de 1986, durante el viaje exploratorio del Voyager 2 se descubrieron cuatro anillos más. Urano tiene 21 satélites. Las dos lunas mayores, Oberon y Titania, las descubrió Herschel en 1787. Las dos siguientes, Umbriel y Ariel, fueron descubiertas por el astrónomo británico William Lassell en 1851. Miranda, el satélite más interior conocido antes del Voyager, fue descubierto en 1948 por el astrónomo estadounidense Gerard Pieter Kuiper. En 1985 y 1986 el Voyager 2 permitió a los científicos descubrir diez nuevas lunas, con diámetros inferiores a los 100 km. Neptuno (fig. 2.49): Neptuno es el cuarto planeta en cuanto a tamaño y el octavo en cuanto a distancia al Sol. La distancia media de Neptuno al Sol es de 4. 500 millones de km y su diámetro lineal medio es de aprox. 49.400 km, o sea, cerca de 3,8 veces el de la Tierra. El periodo de rotación es de cerca de 16 horas y el periodo sideral de revolución es de 164,79 años. La temperatura de la superficie de Neptuno es de unos -218 °C, parecida a la de Urano, que está a más de 1.500 km más cerca del sol, por lo tanto, los científicos suponen que Neptuno debe tener alguna fuente interna de calor. La atmósfera se compone fundamentalmente de hidrógeno y helio, pero la presencia de más del 3% de metano da al planeta su sorprendente color azul. Se conocen ocho satélites que giran alrededor de Neptuno, dos de los cuales se pueden observar desde la Tierra. El mayor y más brillante es Tritón, descubierto en 1846, año en el que se observó Neptuno por vez primera. Tritón, con un diámetro de 2.705 km es poco menor que la luna terrestre. Nereo, el segundo satélite, tiene un diámetro sólo de unos 320 km. La sonda planetaria Voyager 2 descubrió otros seis satélites en 1989. Neptuno también está rodeado por cinco anillos. Su campo magnético está inclinado más de 50° respecto al eje de rotación. El descubrimiento de Neptuno fue uno de los éxitos de la astronomía matemática. En 1846, para explicar las alteraciones en la órbita de Urano, el astrónomo francés Urbain Le Verrier calculó la existencia y la posición de un planeta nuevo. El mismo año, el astrónomo alemán Johann Gottfried Galle descubrió el planeta. Se muestra foto de un cometa (fig. 2.50, www.escuelapedia.com/cometa/) y de un asteroide9 (fig. 2.51). Algunas otras fuentes para consultar: http://www.youtube.com/watch?v=5GOENKGV3Hk&feature=related http://www.youtube.com/watch?v=-JKO9hkDrQI&feature=related http://www.youtube.com/watch?v=lb46q2iG4ck&feature=related http://www.youtube.com/watch?v=ZGKCYRGotGc&feature=related http://www.youtube.com/watch?v=GVA0LpC1h_s&NR=1&feature=fvwp

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9 Se llaman asteroides o pequeños planetas algunas decenas de miles de fragmentos rocosos, cuyas dimensiones varían desde un peñasco hasta tener 1. 000 km de diámetro. Alrededor del 95 % de estos cuerpos ocupa un espacio comprendido entre las órbitas de Marte y de Júpiter. Algunos grupos orbitan cercanos al Sol, a Mercurio y otros se alejan hasta la órbita de Saturno. La masa total de todos los asteroides del Sistema Solar es mucho menor que la de la Luna. Los cuerpos más grandes son más o menos esféricos, pero los que tienen diámetros menores de 160 km suelen presentar formas alargadas e irregulares. La mayoría, independientemente de su tamaño, tardan de 5 a 20 horas en completar un giro sobre su eje. Algunos asteroides tienen compañeros. El asteroide Gaspra rota en 7 horas, 3 minutos y en contra de las agujas del reloj cuando se lo ve desde arriba del Polo Norte. Muchos cráteres son visibles en la superficie de Gaspra. El acercamiento del Galileo al asteroide Gaspra marcó el primer encuentro de una nave espacial con un asteroide. Adicionalmente, el encuentro con Gaspra ayudó a calibrar las observaciones desde la Tierra. Puesto que todas las anteriores observaciones de asteroides se habían limitado a la observación desde la Tierra, el encuentro del Galileo proporcionó una oportunidad única para aumentar nuestros conocimientos y actualizar nuestros modelos sobre cómo se formaron y evolucionaron los asteroides.


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Exoplanetas: la vista en otro mundo 10

Luis Fernández Carril

¿Estamos solos en el universo?

La investigación exoplanetaria nos acerca un poco más a contestar esta difícil pregunta. Así como alguna vez Copérnico desmintió el modelo Ptolemaico en el que la Tierra era el centro del Universo, así como Edwin Hubble descubrió que la Vía Láctea era una galaxia más, perdida en un infinito vecindario de galaxias, ahora, a partir de 1995, la existencia de otros mundos quedó confirmada.

La investigación astronómica va más allá de los descubrimientos; en ella subyace un profundo cuestionamiento del papel del ser humano en el universo. ¿Estamos solos en el universo? La investigación exoplanetaria nos acerca un poco más a contestar esta difícil pregunta.

En 1584, el italiano Giordano Bruno escribió Sobre el infinito universo y otros mundos; una obra visionaria e imaginativa, donde vislumbraba la esfera celeste como un espacio infinito lleno de mundos como el nuestro. El 17 de febrero de 1600 ardía en la hoguera Bruno, presa del dogma y la intolerancia religiosa de su época debido a su visión.

En octubre de 1995, fue por primera vez confirmado el primer exoplaneta. Se trata de un planeta que no forma parte de nuestro Sistema Solar, sino que se encuentra girando en torno a una estrella lejana. El sueño de Giordano Bruno se volvió una realidad.

El planeta 51 Pegasi b fue confirmado por Michael Mayor y Didier Queloz de la Universidad de Génova. El sistema solar dejó de ser el único sistema planetario conocido por el ser humano.

La búsqueda de exoplanetas

La investigación y búsqueda de exoplanetas no ha sido labor sencilla, comenzando por el hecho de que como cualquier planeta, se trata de cuerpos sin luz propia, pequeños en comparación a las estrellas en torno a las que giran.

Sin embargo, a partir de la confirmación de 51 Pegasi b, la investigación exoplanetaria ha sido sumamente fructífera. Trece años después de este primer hecho confirmado, el total de exoplanetas descubiertos llegaba a 287 en mayo de 2008.

Hasta el 19 de octubre de 2010, se han descubierto 415 sistemas planetarios, 493 planetas y 50 sistemas planetarios múltiples. El rápido aumento en los descubrimientos se debe en gran medida a que ahora se han lanzado a la órbita terrestre varios telescopios con la misión de buscar exoplanetas, tales como los telescopios de la Agencia Espacial Europea COROT y Herschel y el telescopio de la NASA, Kepler.

10 http://luis-fernandez-carril.suite101.net/exoplanetas-la-vista-en-otro-mundo-a28905. Planeta gigante gaseoso

extrasolar - Cortesía NASA/JPL- 21-oct-2010.

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Exoplanetas gigantes extremos

En su mayoría, se han encontrado exoplanetas tan grandes o incluso mayores que nuestro Júpiter. Algunos girando alrededor de su respectiva estrella en órbitas inferiores incluso a la de Mercurio, dando como resultado un planeta gigante con temperaturas sumamente elevadas.

Tal es el caso del planeta Gliese 876 D a una distancia de 15 años luz de la Tierra. Razón por la cual se le denomina "Jupiter caliente" a este y a cualquier otro planeta con estas mismas características.

Por otro lado, también se han descubierto planetas a temperaturas heladas. El exoplaneta hasta ahora más lejano que se ha descubierto, OBLE-2005-BLG-390Lb, a una distancia de la Tierra de 21.000 años luz, orbita en torno a una estrella enana roja cuya distancia es tres veces mayor que la de la Tierra al Sol. Se estima que tiene una temperatura de -200 grados Celcius.

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Supertierras

Entre la diversidad de exoplanetas descubiertos hasta ahora, también se encuentran los denominados “supertierras” que tienen una masa similar a la de nuestro planeta. Para ejemplificar este tipo de planetas tomemos el sistema solar Gliese 581, localizado en la constelación de Libra, a una distancia de 20 años luz.

En este sistema solar se han descubierto 7 planetas girando en torno a su estrella. El planeta Gliese 581d, se estima que tiene una masa aproximada de 8 veces la de la Tierra. Además, en este mismo sistema, recientemente se ha llamado la atención la existencia del planeta Gliese 581g.

En septiembre de este año, este planeta se popularizó por encontrarse en la llamada zona habitable, es decir, que se encuentra a una distancia de su estrella similar a la de la Tierra con respecto al Sol, que le permite tener agua líquida y tal vez vida.

Tan lejos y tan cerca

Solamente se han encontrado exoplanetas en nuestra Vía Láctea. Sin embargo, aunque estén en nuestra galaxia, significa que están a distancias enormes de la Tierra, incluso el exoplaneta más cercano, a 10 años luz, es imposible de alcanzar con la tecnología actual.

La investigación exoplanetaria nos ha abierto grandes puertas para soñar con vida en otra parte del universo. Irónicamente nos tendremos que conformar tal vez, con ese solo hecho. La pregunta de si estamos solos en el universo continuará siendo increíblemente difícil de contestar.

Los descubrimientos y avances tecnológicos futuros nos acercarán un poco más a la respuesta. Mientras tanto, como Giordano Bruno, podemos esperar y soñar.

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La flecha del tiempo

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La flecha del tiempo continúa siendo uno de los grandes misterios del Cosmos. El nombre lo dio Arthur Eddington, y se refiere a la experiencia que todos tenemos de que el tiempo fluye siempre en una dirección única, de pasado a futuro. Es la principal característica del tiempo.

Pues bien, desde el punto de vista de la física, nada demuestra que esto sea así. Al contrario, las leyes físicas no distinguen entre pasado, presente y futuro. Valen igual de pasado a futuro que de futuro a pasado, y nada indica que sea erróneo. Esto se llama simetría y, salvo misteriosas excepciones, es la ley que rige todo el Cosmos. Una de esas excepciones es la que hace que existamos aquí y ahora (lo trataremos en otro momento). Otra excepción es la simetría temporal o flecha del tiempo. Se trata de descubrir una ley que explique esa asimetría. Es decir, una ecuación que explique que el tiempo transcurra siempre hacia delante y que sea errónea si va hacia atrás. O bien, una ley que explique esa asimetría excepcional dentro de la simetría general del Cosmos. Esto último parece menos probable. Hasta hace un siglo se creía que el tiempo era absoluto y transcurría siempre hacia delante. Tal como lo experimentamos. Pero entonces, justamente en Suiza, la tierra de la precisión, Einstein formuló su teoría de la relatividad. El tiempo, tal como lo vivimos, pasó a ser sólo una ilusión. Hasta hoy, ninguna ley prueba que el tiempo fluya. De hecho, de la relatividad especial puede deducirse incluso que el tiempo no fluye. En 1926 Schrödinger formula su ecuación de onda de probabilidad cuántica. Una partícula puede tomar distintos caminos a la vez, y lo mismo podría suceder con el tiempo. La física no distinguiría y sería igual de correcto que el tiempo fuera hacia el futuro o hacia el pasado. La partícula sólo se define en una realidad cuando la observamos, y lo mismo pasaría con el tiempo. Esto se llama colapso de la onda de probabilidad. Pero no sabemos si es aplicable al tiempo. Nos faltan conocimientos cuánticos para saberlo. Fue una de las soluciones propuestas. Otra solución nos lleva a los primeros instantes del Cosmos. La flecha del tiempo es compatible con el Big Bang y la cosmología inflacionaria. Tendría explicación si el universo hubiera estado altamente ordenado en sus primeros momentos. Conforme el universo se expande y pierde su orden inicial, el tiempo fluiría siempre hacia delante. Es la teoría de la baja entropía inicial y parece avalada por las leyes de la termodinámica. Parece la respuesta más convincente. Pero aún desconocemos demasiado sobre los primeros instantes del universo para saberlo. A día de hoy, la flecha del tiempo sigue sin respuesta.

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11 http://www.astromia.com/astronomia/flechatiempo.htm


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El electromagnetismo de Maxwell

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El electromagnetismo de Maxwell es una de las cuatro fuerzas fundamentales de la Naturaleza. A mediados del s. XIX, los científicos sabían que los fenómenos eléctricos y magnéticos guardaban relación, pero desconocían cómo ni por qué. Buscaban la respuesta. Algunos como Morse y Marconi supieron ver su importancia para las telecomunicaciones. Oersted demostró que las corrientes eléctricas producían

campos magnéticos. Y Faraday el proceso inverso, es decir, que un campo magnético podía producir corrientes eléctricas. Pero fue el escocés James Clerk Maxwell quien unificó los fenómenos eléctricos y magnéticos en una única fuerza, en 1873. Maxwell creía que todo el espacio estaba lleno de una sustancia electromagnética invisible, una especie de éter, por el que se expandían las fuerzas. Lo imaginaba como las celdillas de un panal de abejas, y por su interior discurría la energía. Introdujo la idea de campos de energía. La causa de todo magnetismo era un movimiento de carga eléctrica. Las corrientes eléctricas son movimientos de carga eléctrica y, por eso, producen un campo magnético. Cuando dos corrientes eléctricas circulan en el mismo sentido, se atraen. Si circulan en sentido contrario, se repelen.

La unificación de Maxwell supuso una revolución en el mundo de la Física. Casi todas las herramientas que empleamos en nuestra vida cotidiana se basan en el electromagnetismo. Por ejemplo, la web. También está presente en todo nuestro entorno. Es el responsable de que no atravesemos las paredes o no nos precipitemos hasta el centro de la Tierra por efecto de la gravedad. El electromagnetismo es millones de veces más fuerte que la gravedad, afortunadamente para nosotros. La repulsión electromagnética entre nuestros átomos y los del resto de objetos hace que podamos tocarlos sin atravesarlos. En algunos materiales los electrones se alinean de tal manera que multiplican su repulsión o atracción, y por eso podemos ver el efecto de la fuerza. Es el caso de los imanes. Maxwell unificó las fuerzas eléctrica y magnética mediante cuatro ecuaciones matemáticas. También comprobó su relación con la velocidad de la luz. El porqué sigue siendo un misterio. La constante eléctrica dividida entre la constante magnética da exactamente la velocidad de la luz. La velocidad de la luz es una constante en la Naturaleza, y también un límite hasta ahora infranqueable. Curiosamente, la velocidad de la fuerza de gravedad también es la velocidad de la luz. Estas casualidades confirmaron a Einstein en su creencia de que todo en la Naturaleza está relacionado, y que existe una teoría del todo.

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12 http://www.astromia.com/astronomia/electromaxwell.htm


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2.8 ¡Y la Luna?

La Luna es el único satélite natural de la Tierra. Su diámetro es de unos 3.476 km, aproximadamente una cuarta parte del de la Tierra. La masa de la Tierra es 81 veces mayor que la de la Luna. La densidad media de la Luna es de sólo las tres quintas partes de la densidad de la Tierra, y la gravedad en la superficie es un sexto de la de la Tierra.

La Luna orbita la Tierra a una distancia media de 384.403 km y a una velocidad media de 3.700 km/h. Completa su vuelta alrededor de la Tierra, siguiendo una órbita elíptica, en 27 días, 7 horas, 43 minutos y 11,5 segundos. Para cambiar de una fase a otra similar, o mes lunar, la Luna necesita 29 días, 12 horas, 44 minutos y 2,8 segundos.

Como tarda en dar una vuelta sobre su eje el mismo tiempo que en dar una vuelta alrededor de la Tierra, siempre nos muestra la misma cara. Aunque parece brillante, sólo refleja en el espacio el 7% de la luz que recibe del Sol.

Después de la Tierra, la Luna es el cuerpo espacial más estudiado.

El origen de la luna13

Hay, básicamente, tres teorías sobre el origen de la luna: - Era un astro independiente que, al pasar cerca de la Tierra, quedó capturado en órbita. - La Tierra y la Luna nacieron de la misma masa de materia que giraba alrededor del Sol. - La luna surgió de una especie de "hinchazón" de la Tierra que se desprendió por la fuerza centrífuga.

Actualmente se admite una cuarta teoría que es como una mezcla de las otras tres: cuando la Tierra se estaba formando, sufrió un choque con un gran cuerpo del espacio. Parte de la masa salió expulsada y se aglutinó para formar nuestro satélite. Y, aún, una quinta teoría que describe la formación de la Luna a partir de los materiales que los monstruosos volcanes de la época de formación lanzaban a grandes alturas.

Las Hipótesis

Hipótesis de fisión

La hipótesis de fisión supone que originariamente la Tierra y la Luna eran un sólo cuerpo y que parte de la masa fue expulsada, debido a la inestabilidad causada por la fuerte aceleración rotatoria que en aquel momento experimentaba nuestro planeta. La parte desprendida se "quedó" parte del momento angular del sistema inicial y, por tanto, siguió en rotación que, con el paso del tiempo, se sincronizó con su periodo de traslación.

Se cree que la zona que se desprendió corresponde al Océano Pacífico, que tiene unos 180 millones de km2 y con una profundidad media de 4.049 m. Sin embargo, los detractores de esta hipótesis opinan para poder separarse una porción tan importante de nuestro planeta, éste debería haber rotado a una velocidad tal que diese una vuelta en tan sólo 3 horas. Parece imposible tan 13 Luna llena del 9/1/2012, 21:55 hs, tomada en Ituzaingó (Pcia. de Bs. As.), con una cámara digital adosada a un telescopio terrestre a 60x por Julio Álvarez García.


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fabulosa velocidad porque con ella la Tierra no se hubiese formado al presentar un exceso de momento angular.

Hipótesis de captura

Una segunda hipótesis denominada 'de captura', supone que la Luna era un astro planetesimal independiente, formado en un momento distinto al nuestro y en un lugar alejado. La Luna inicialmente tenía una órbita elíptica con un afelio (punto más alejado del Sol) situado a la distancia que le separa ahora del Sol, y con un perihelio (punto más cercano al Sol) cerca del planeta Mercurio.

Esta órbita habría sido modificada por los efectos gravitacionales de los planetas gigantes, que alteraron todo el sistema planetario expulsando de sus órbitas a diversos cuerpos, entre ellos, nuestro satélite. La Luna viajó durante mucho tiempo por el espacio hasta aproximarse a la Tierra y fue capturado por la gravitación terrestre. Sin embargo, es difícil explicar cómo sucedió la importante desaceleración de la Luna, necesaria para que ésta no escapara del campo gravitatorio terrestre.

Hipótesis de acreción binaria

La hipótesis de la acreción binaria supone la formación al mismo tiempo tanto de la Tierra como de la Luna, a partir del mismo material y en la misma zona del Sistema solar. A favor de esta teoría se encuentra la datación radioactiva de las rocas lunares traídas a nuestro planeta por las diversas misiones espaciales, las cuales fechan entre 4.500 y 4.600 M. a. la edad lunar, aproximadamente la edad de la Tierra.

Como inconveniente tenemos que, si los dos se crearon en el mismo lugar y con la misma materia: ¿cómo es posible que ambos posean una composición química y una densidad tan diferentes?. En la Luna abunda el titanio y los compuestos exóticos, elementos no tan abundantes en nuestro planeta al menos en la zona más superficial.

Hipótesis de impacto

La hipótesis del impacto parece la preferida en la actualidad. Supone que nuestro satélite se formó tras la colisión contra la Tierra de un cuerpo de aproximadamente un séptimo del tamaño de nuestro planeta. El impacto hizo que bloques gigantescos de materia saltaran al espacio para posteriormente y, mediante un proceso de acreción similar al que formó los planetas rocosos próximos al Sol, generar la Luna.

Lo más dudoso de esta teoría es que tendrían que haberse dado demasiadas coincidencias juntas. La probabilidad de impactar con un astro errante era muy alta al inicio del Sistema Solar. Más difícil es que la colisión no desintegrase totalmente el planeta y que los fragmentos fuesen lo suficientemente grandes


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como para poder generar un satélite. La teoría del impacto ha sido reproducida con ayuda de ordenadores, simulando un choque con un objeto cuyo tamaño sería equivalente al de Marte, y que, con una velocidad inferior a los 50.000 km/h, posibilitaría la formación de un satélite.

Hipótesis de precipitación

Últimamente ha aparecido otra explicación a la que dan el nombre de 'Hipótesis de precipitación' según la cual, la energía liberada durante la formación de nuestro planeta calentó parte del material, formando una atmósfera caliente y densa, sobre todo compuesta por vapores de metal y óxidos. Estos se fueron extendiendo alrededor del planeta y , al enfriarse, precipitaron los granos de polvo que, una vez condensados, dieron origen al único satélite de la Tierra.

Movimientos de la Luna

La Luna es el único satélite natural de la Tierra. La luna gira alrededor de su eje (rotación) en aproximadamente 27.32 días (mes sidéreo) y se traslada alrededor de la Tierra (traslación) en el mismo intervalo de tiempo, de ahí que siempre nos muestra la misma cara. Además, nuestro satélite completa una revolución relativa al Sol en aproximadamente 29.53 días (mes sinódico), período en el cual comienzan a repetirse las fases lunares.

Los instantes de salida, tránsito y puesta del Sol y de la Luna están relacionados con las fases. La Luna se traslada alrededor de la Tierra en sentido directo, en dirección Este. Como el Sol se mueve 1° por día hacia el Este. La Luna atrasa diariamente su salida respecto a la del Sol unos 50 minutos.

Rotación y traslación de la Luna

La Luna gira alrededor de la Tierra aproximadamente una vez al mes. Si la Tierra no girara en un día completo, sería muy fácil detectar el movimiento de la Luna en su órbita. Este movimiento hace que la Luna avance alrededor de 12 grados en el cielo cada día.

Si la Tierra no rotara, lo que veríamos sería la Luna cruzando la bóveda celeste durante dos semanas, y luego se iría y tardaría dos semanas ausente, durante las cuales la Luna sería visible en el lado opuesto del Globo.

Sin embargo, la Tierra completa un giro cada día, mientras que la Luna se mueve en su órbita también hacia el este. Así, cada día le toma a la Tierra alrededor de 50 minutos más para estar de frente con la Luna nuevamente (lo


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cual significa que nosotros podemos ver la Luna en el Cielo). El giro de la Tierra y el movimiento orbital de la Luna se combinan, de tal suerte que la salida de la Luna se retrasa del orden de 50 minutos cada día.

Libración lunar

Para notar el movimiento de la Luna en su órbita, hay que tener en cuenta su ubicación en el momento de la puesta de Sol durante algunos días. Su movimiento orbital la llevará a un punto más hacia el este en el cielo en el crepúsculo cada día.

El movimiento propio de la Luna se traduce en un desplazamiento de oeste a este, pero su movimiento aparente se produce de este a oeste, consecuencia del movimiento de rotación de la Tierra.

La máxima superficie de la Luna visible desde la Tierra no es exactamente el 50% si no llega hasta el 59%, por un efecto conocido como libración. La excentricidad de la órbita lunar hace que la velocidad orbital no sea constante y que, por tanto, puedan resultar visibles en el curso de un mes partes normalmente escondidas en los bordes este y oeste. En este caso se habla de una libración en longitud. De forma similar se tiene una libración en la latitud como efecto de la inclinación de unos 5 grados de la órbita lunar sobre el plano de la eclíptica.

Las fases de la luna

Según la disposición de la Luna, la Tierra y el Sol, se ve iluminada una mayor o menor porción de la cara visible de la luna.

- La Luna Nueva o novilunio es cuando la Luna está entre la Tierra y el Sol y por lo tanto no la vemos.


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- En el Cuarto Creciente, la Luna, la Tierra y el Sol forman un ángulo recto, por lo que se puede observar en el cielo la mitad de la Luna, en su período de crecimiento.

- La Luna Llena o plenilunio ocurre cuando La Tierra se ubica entre el Sol y la Luna; ésta recibe los rayos del sol en su cara visible, por lo tanto, se ve completa.

- Finalmente, en el Cuarto Menguante los tres cuerpos vuelven a formar ángulo recto, por lo que se puede observar en el cielo la otra mitad de la cara lunar.

Las fases de la luna son las diferentes iluminaciones que presenta nuestro satélite en el curso de un mes.

La órbita de la tierra forma un ángulo de 5º con la órbita de la luna, de manera que cuando la luna se encuentra entre el sol y la tierra, uno de sus hemisferios, el que nosotros vemos, queda en la zona oscura, y por lo tanto, queda invisible a nuestra vista: a esto le llamamos luna nueva o novilunio.

A medida que la luna sigue su movimiento de traslación, va creciendo la superficie iluminada visible desde la tierra, hasta que una semana más tarde llega a mostrarnos la mitad de su hemisferio iluminado; es el llamado cuarto creciente.

Una semana más tarde percibimos todo el hemisferio iluminado: es la llamada luna llena o plenilunio. A la semana siguiente, la superficie iluminada empieza a decrecer o menguar, hasta llegar a la mitad: es el cuarto menguante.

Al final de la cuarta semana llega a su posición inicial y desaparece completamente de nuestra vista, para recomenzar un nuevo ciclo.

Los eclipses

Un eclipse es el oscurecimiento de un cuerpo celeste por otro. Como los cuerpos celestes no están quietos en el firmamento, a veces la sombra que uno proyecta tapa al otro, por lo que éste último se ve oscuro.

En el caso de la Tierra, la Luna y el Sol tenemos dos modalidades: eclipses de Sol, que consisten en el oscurecimiento del Sol visto desde la Tierra, debido a la sombra que la Luna proyecta; y eclipses de Luna, que son el oscurecimiento de la Luna vista desde la Tierra, debido que ésta se sitúa en la zona de sombra que proyecta la Tierra.

Si colocamos una pelota entre la luz y la pared se observará sobre la pared una sombra circular intensa y otra mayor, pero más débil. De igual manera, la luna y la tierra proyectan en el espacio gigantescos conos de sombra producidos por la


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iluminación del sol. Cuando la luna se interpone entre la tierra y el sol, el cono de su sombra se proyecta sobre una zona de la tierra, y las personas que habitan en esa zona quedan en la oscuridad, como si fuese de noche, porque la luna eclipsa, tapa al sol. Este astro se ve como cubierto, que no es otra cosa sino la luna. Esto es un eclipse de sol.

Del mismo modo, cuando la luna cruza el cono de sombra de la tierra, desaparece a la vista de los habitantes del hemisferio no iluminado (noche) los cuales pueden presenciar, en su totalidad, el eclipse de luna.

El eclipse de sol se produce solamente sobre una pequeña faja de la tierra, porque la luna, por su menor tamaño, no oculta completamente al sol para la totalidad de la tierra.

Los eclipses de luna pueden ser de dos tipos: Totales: cuando están en el cono de sombra de la tierra, y parciales: cuando sólo se introduce parcialmente en la sombra.

Por su parte, los eclipses de sol pueden ser de tres tipos:

� Totales: Cuando la luna se interpone entre el sol y la tierra, Y los habitantes no ven la luz solar durante algunos minutos.

� Parciales: Cuando la penumbra abarca una extensión de tierra y los habitantes que están en ella sólo ven una porción de sol.

� Anulares: Cuando el cono de sombra de la luna no llega hasta la tierra porque se encuentra demasiado lejos del planeta para ocultar el disco solar.

El cono de sombra se divide en dos partes: umbra o sombra total, y penumbra o sombra parcial. Para las personas que se encuentran en la zona de la umbra, el eclipse será total, mientras que para las personas que se encuentran en la penumbra el eclipse será parcial. La faja de sombra o umbra es de 270 km. Y la penumbra alcanza hasta 6400 km de anchura. En un año puede haber un máximo de 7 eclipses y un mínimo de 2.

La superficie lunar

La Luna es un mundo lleno de montañas, cráteres y otras formaciones. Los cráteres lunares se formaron por el impacto de meteoritos. En general tienen forma de anillo, una base y un pico central. Su tamaño varía desde pocos centímetros hasta 260 km. Se conocen picos centrales de hasta 4000 m y anillos del mismo tamaño.

Los "mares" de la Luna son zonas llanas de color oscuro. Se deben a la salida de lava basáltica durante el periodo de formación de la luna. Las montañas


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pueden estar aisladas o formando grandes cadenas. También hay grietas, con profundidades de hasta 400 metros y varios kilómetros de longitud.

Cómo se formó el suelo de la Luna

Los científicos han estudiado la edad de las rocas lunares provenientes de regiones con cráteres y han podido determinar cuándo se formaron los cráteres. Al estudiar las zonas de color claro de la Luna conocidas como mesetas, los científicos encontraron que, desde hace aproximadamente 4.600 a 3.800 millones años, restos de rocas cayeron sobre la superficie de la joven Luna y formaron cráteres muy rápidamente. Esta lluvia de rocas cesó y desde entonces se han formado muy pocos cráteres.

Algunas muestras de rocas extraídas de estos grandes cráteres, llamados cuencas, establecen que aproximadamente hace 3.800 a 3.100 millones de años, varios objetos gigantescos, similares a los asteroides, chocaron contra la Luna, justo cuando cesaba la lluvia rocosa.

Poco tiempo después, abundante lava llenó las cuencas y dio origen a los obscuros mares. Esto explica por qué hay tan pocos cráteres en los mares y, en cambio, tantos en las mesetas. En estas no hubo flujos de lava que borraran los cráteres originales, cuando la superficie de la Luna estaba siendo bombardeada por restos planetarios durante la formación del Sistema Solar.

La parte más lejana de la Luna tiene solo un "mare", por esto que los científicos creen que esta área representa cómo era la Luna hace 4.000 millones de años.

Geografía lunar

Lo que vemos de la Luna es una combinación de cráteres, crestas de montañas, valles estrechos y profundos, y llanuras niveladas o mares. El más grande de los mares es el Mare Imbrium (Mar de Lluvias), con aproximadamente 1120 kilómetros de diámetro.

Hay unos 20 mares importantes en el lado de la Luna encarado a la Tierra. Entre ellos están el Mare Serenitatis (Mar de la Serenidad), Mare Crisium (Mar de Crisis) y Mare Nubium (Mar de Nubes). Aunque son considerados llanuras, los mares no son completamente planos. Son atravesados por riscos, están plagados de cráteres y son interrumpidos por precipicios y paredes.

Los mares lunares están rodeados por grandes montañas, a las que se puso nombres como Alpes, Pirineos y Cárpatos, de acuerdo a las cordilleras terrestres. La cordillera lunar más alta es Leibnitz, con crestas de hasta 9.140 m.

Decenas de miles de cráteres están esparcidos por la superficie de la Luna, a menudo solapándose entre sí. También hay más de mil valles profundos, llamados fisuras lunares, que tienen de 16 a 482 km de largo y alrededor de 3 km o menos de ancho. Se cree que estas fisuras son hendiduras en la superficie que se formaron a lo largo de las zonas de debilidad causadas por algún tipo de calor y expansión interior.


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La observación de la Luna

Observar la luna no es difícil, ya que es el cuerpo astronómico más cercano a la Tierra. Con un pequeño telescopio o unos buenos prismáticos, y una base de apoyo (un trípode, por ejemplo) se pueden apreciar muchos detalles, inimaginables en la observación de cualquier otro cuerpo del Sistema Solar. Cuando la Luna comienza su período creciente, podemos aprovechar para observar detalles sobresalientes de su superficie, sobre todo, en el Terminador, zona que delimita la luz y la oscuridad. Las luces y sombras que se producen muestran los diferentes accidentes selenográficos y señala la profundidad de los cráteres y la altura de las montañas.

Cuando Galileo se convirtió en el primer humano en ver la Luna a través del telescopio, nuestro conocimiento sobre la Luna cambió para siempre. Nunca más sería un objeto misterioso en el cielo, sino un mundo hermano lleno de montañas anulares y de otras formaciones.

Giovanni Riccioli en 1651 bautizó los rasgos más prominentes con los nombres de astrónomos famosos; a las grandes áreas oscuras y lisas las llamó "mares" o "maria" (singular "mare"). Algunos de los nombres que usó para los cráteres de la Luna fueron de personas abordadas en "Astrónomos" Tycho (singular por las bandas brillantes que irradian desde allí), Tolomeo ("Ptolemaeus"), Copérnico, Kepler, Aristarco, Hiparco, Eratóstenes; Metón y Pitágoras están en el borde, cerca del polo norte.

Posteriormente gentes que vivieron después del siglo XVII hicieron lo mismo con los restantes: los cráteres Newton y Cavendish están en el borde sur del disco visible, Goddard y Lagrange también están cerca del borde. También, "Galilaei" es un cráter pequeño y poco distinguido (¿Debido al destierro de Galileo?).

Sin embargo, desde que los rusos fueron los primeros en observar la cara oculta de la Luna, un importante cráter allí, lleva el nombre de Tsiolkovsky, quien al final del siglo XIX auspició la idea de los vuelos espaciales.

El primer objeto al que suele apuntar el aficionado es la Luna. En el telescopio es posible disponer oculares de distancias focales cortas para obtener ampliaciones de la superficie, al ser un objeto sumamente brillante es posible utilizar grandes aumentos.

Los principales rasgos a observar son los múltiples cráteres de impacto (producto del choque de objetos de diferentes tamaños contra la superficie lunar) y las grandes extensiones llanas llamadas mares.


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El mejor momento de observación no es la Luna llena, sino los cuartos crecientes y menguantes y en los días cercanos a ellos. En el día de Luna llena los rayos solares alcanzan la superficie lunar de forma perpendicular, de tal manera que las formaciones en la superficie no producen sombras, en cambio los días anteriores y posteriores las sombras son mas pronuncias (lo son más cuanto más cerca se encuentre el día de Luna nueva).

No es necesario un telescopio de grandes dimensiones para realizar observaciones lunares de calidad, por ejemplo con un reflector newtoniano de 114 mm (4,5 pulgadas) de diámetro se pueden distinguir marcas en la superficie de menos de 10 km. Mediante la utilización de binoculares se pueden observar muchas características superficiales como los mares y numerosos cráteres de impacto. Es muy recomendable, sobre todo para los que utilizan telescopio, poseer mapas detallados de la superficie que le ayuden a identificar los cráteres y demás zonas.

Al hacer una observación es conveniente seleccionar una zona específica, especialmente elegida según la fase y posición de la misma. La zona más interesante para observar es siempre la del terminador (la división entre la sección iluminada y la oscura, día y noche lunar). Una vez ubicada se puede hacer un dibujo a lápiz y en positivo (no como en el caso de otros objetos los cuales se suelen dibujar en negativo por ser más conveniente) de esa zona. Se deben identificar los rasgos superficiales, los cráteres de impacto, las cadenas montañosas, etc. Se debe detallar la edad de la Luna en ese instante (los días, horas y minutos transcurridos desde la Luna nueva) y la ampliación utilizada.

Humanos en la Luna

Los alunizajes con éxito de las sondas espaciales no tripuladas de la serie americana Surveyor y de la soviética Luna en la década de 1960 y, finalmente, los alunizajes tripulados en la superficie lunar del programa Apolo, hicieron realidad un viejo sueño: pisar la Luna.

Los astronautas del Apolo recogieron rocas lunares, sacaron miles de fotografías y colocaron instrumentos en la Luna que enviaron información a la Tierra por telemetría de radio.

Había una gran euforia, pero ésta se fue apagando lo que, unido a la falta de presupuesto, llevó a abandonar las expediciones lunares después del Apolo 17.

Desde los comienzos de los vuelos espaciales, la Luna fue el primer destino. Los primeros vehículos espaciales que alcanzaron la Luna fueron los Luna 1, 2 y 3 de la antigua Unión Soviética, en 1959.

De éstos, el Luna 3 rodeó la Luna, tomó fotografías del lado oscuro, que no se


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ve desde la Tierra, y posteriormente escaneó y transmitió esas imágenes (a la derecha); desgraciadamente su calidad era pobre. En la década que siguió, otras 19 misiones tuvieron como meta la Luna.

En 1970 un vehículo soviético aluniza y vuelve con una muestra de roca y más tarde ese mismo año alunizó un vehículo con control remoto el "Lunokhod", que exploró su alrededor durante casi un año. Retornó con muestras y siguieron otros Lunokhods; la serie finalizó en 1976. Sin embargo, las pruebas fallidas de grandes cohetes desarrollados para vuelos humanos tripulados, finalizaron cualquier plan de exploración lunar tripulada por parte de la Unión Soviética.

Los primeros intentos por los EE.UU. para enviar un vehículo espacial no tripulado a la Luna (1958-64) fallaron ó enviaron escasos datos. No obstante, en Julio de 1964, el Ranger 7 envió imágenes de TV claras de su impacto sobre la Luna, como lo hicieron también los Rangers 8 y 9. De los 7 "alunizajes suaves" de la serie "Surveyor" (1966-8), 5 se ejecutaron bien y enviaron datos y fotos.

En Noviembre de 1969, después el Apollo 12 alunizó a 500 pies (160 metros) del "Surveyor 3", los astronautas recuperaron su cámara y la trajeron de vuelta a la Tierra. Además del proyecto Surveyor, 5 orbitantes lunares fotografiaron la Luna y ayudaron a hacer mapas precisos de su superficie.

El 25 de Mayo de 1961, aproximadamente un mes después de que el ruso Yuri Gagarin se convirtiera en el primer humano en orbitar el globo terrestre, el presidente de los EE.UU. John F. Kennedy propuso al Congreso "que esta nación deberá trabajar para conseguir el objetivo, antes de finalizar esta década, de poner un hombre en la Luna y traerlo de vuelta a la Tierra".

Siguieron las misiones Apollo, con el Apollo 8 rodeando la Luna en 1968 y, finalmente, alunizando allí el Apollo 11 el 20 de Julio de 1969. Siguieron otros cinco alunizajes, el último en Diciembre de 1972. Solo falló en el alunizaje el Apollo 13, su tripulación estuvo cerca de la muerte debido una explosión a bordo de su nave en el camino hacia la Luna La Luna no ha vuelto a ser visitada por los humanos desde 1972, pero algunas misiones orbitales han estudiado el campo magnético de la Luna, así como las emisiones de rayos X y gamma, de lo que se pueden deducir algunas variaciones de la composición de su superficie.

Fuente de información: http://www.astromia.com/glosario/glosario_a.htm

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Actividades de Evaluación

Estas actividades, a concretar después de las lecturas pertinentes, permiten conocer un poco más el Universo en el que estamos insertos. Por medio de ejercicios sencillos los invitamos a descubrir, poco a poco, los secretos del espacio celeste.

Una de las preguntas que, a través del tiempo, hace el hombre se refiere al mundo que nos rodea. A medida que aumentan los conocimientos, este mundo se va ampliando.

La adquisición del saber en Geografía Astronómica contribuye a un mejor conocimiento del misterio acerca del Universo que, de hecho, todavía lo es, aunque hemos resuelto problemáticas significativas.

Desde las explicaciones mitológicas o religiosas del pasado, hasta los actuales medios científicos y tecnológicos de que disponen los astrónomos, hay un gran salto cualitativo que se ha desarrollado, sobre todo, a partir de la segunda mitad del siglo XX. Quedan muchísimos interrogantes por descubrir debido a que el Universo es inmenso.

Por esa razón, lo invitamos a realizar un viaje imaginario, por ese “espacio” poco conocido. La prueba de esto, es que durante la mayor parte de nuestra historia, los seres humanos, sólo pudimos observar las galaxias, por ejemplo, como manchas difusas en el cielo nocturno; sin embargo, hoy sabemos que son enormes agrupaciones de estrellas y otros materiales.

1. Las galaxias son agrupaciones de estrellas. Estas últimas, entre las cuales se encuentra el Sol, se formaron durante millones de años y constituyen astros con luz propia.

- Describa las características de las estrellas.

- Narre la evolución de las estrellas.

- Detalle la constitución y el movimiento de las galaxias.

- Enuncie las características de la estrella del Sistema Solar.

2. El Sistema Solar se localiza en una galaxia. Desde siempre hemos conocido su existencia aunque, naturalmente, en la antigüedad nadie sabía de qué se trataba. Aparece como una franja blanquecina que cruza el cielo y, de ahí, toma su nombre: “camino de leche”, formulado por los romanos.

- Coloque el nombre de dicha galaxia.


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- Cuente cómo está constituida la misma.

- Explique, con sus palabras, la forma de nuestra galaxia.

- Realice un dibujo de dicha galaxia y de nuestra ubicación dentro de ella.

- Existen distintas teorías acerca de la evolución del Universo. Elija una, enuncie y determine las particulares generales de la misma.

3. El Sistema Solar está constituido por numerosos cuerpos celestes.

- Determine la constitución del mismo, caracterizando uno a uno.

- Cuente cómo se realizó el surgimiento de sus integrantes.

- Grafique el Sistema Solar colocando el nombre a cada cuerpo y coloree “nuestra” localización.

Nota: Si desea buscar -por Internet- mayor información acerca de los integrantes del

Sistema Solar, puede consultar la página:

http://www.juntadeandalucia.es/averroes/recursos_informaticos/andared01/sistema_solar

/elsol.htm

- Juego acerca del Sistema Solar. Es conveniente que el curso se divida en grupos y que cada uno represente un planeta del Sistema Solar. Traten de:

� Recabar información acerca del planeta.

� Realizar dibujos, videos, afiches, etc. que representen al mismo.

� Exponer al resto de los compañeros la información recopilada.

� Preparar un cuestionario para que sus compañeros respondan.

� Organizar un debate acerca del Sistema Solar.

4. Los planetas son cuerpos opacos que no generan energía (luz y calor) sino que reflejan la energía liberada por el Sol.

- Desarrolle las particularidades de la Tierra como planeta.

- La Tierra se mueve constantemente aunque no nos demos cuenta. Gira como una bola que da vueltas en el dedo de un baloncelista profesional y orbita como un caballo que da vueltas en un carrusel:

� Describa y dibuje ambos movimientos.

� Trate de narrar -como si fuera una noticia periodística, en una fecha precisa- alguna consecuencia de dichos movimientos.


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5. En el Sistema Solar existen satélites. Mencione y defina las características del satélite de la Tierra.

6. Existen distintas teorías acerca del origen del satélite de la Tierra. Trate de nombrarlas y acompáñelas del respectivo dibujo. Describa la que, según su opinión, es la correcta.

7. Los científicos han estudiado la edad de las rocas existentes en la Luna.

Provienen de regiones con mesetas y cráteres. También determinaron la formación de los diferentes relieves y los movimientos del satélite:

- Especifique la formación de dicho relieve.

- Puntualice, con detalle, cada uno de los movimientos mencionando el tiempo de realización.

- Dibuje los mismos con las identificaciones que considere necesarias.

8. Pisar la Luna mediante los alunizajes tripulados en la superficie lunar del programa Apolo, hicieron realidad un viejo sueño iniciado con los alunizajes exitosos de las sondas espaciales no tripuladas de la serie americana Surveyor y de la soviética Luna en la década de 1960.

- Busque información acerca del viaje que permitió al hombre poner los pies en la Luna por primera vez. Imagine que está escuchando el relato de este alunizaje.

- Escriba una cronología de este suceso.

- Dibuje la llegada del hombre a la Luna.

- Redacte una carta imaginaria a un amigo relatándole el viaje.

9. Luis Fernández Carril en su trabajo titulado “Exoplanetas: la vista en otro

mundo”, dice:

La investigación astronómica va más allá de los descubrimientos; en ella subyace un

profundo cuestionamiento del papel del ser humano en el universo. ¿Estamos solos en el

universo?

La investigación exoplanetaria nos acerca un poco más a contestar esta difícil

pregunta… En octubre de 1995, fue por primera vez confirmado el primer exoplaneta.

Se trata de un planeta que no forma parte de nuestro Sistema Solar, sino que se

encuentra girando en torno a una estrella lejana. El sueño de Giordano Bruno se volvió

una realidad.


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El planeta 51 Pegasi b fue confirmado por Michael Mayor y Didier Queloz de la

Universidad de Génova. El sistema solar dejó de ser el único sistema planetario conocido

por el ser humano.

- La investigación y búsqueda de exoplanetas no ha sido labor sencilla, comenzando por el hecho de que se trata de cuerpos sin luz propia, pequeños en comparación con las estrellas en torno a las que giran. Describe este exoplanetas.

10. En la página de Internet citada a continuación:

http://endrino.pntic.mec.es/~hotp0055/agutrapero/act1.htm, va a encontrar un crucigrama acerca del Sistema Solar:

- Trate de ingresar al sitio web y realizarlo.

11. El 25 de enero del año 2012, salió publicada la siguiente noticia titulada: “Una gran tormenta solar alcanza la Tierra”. La misma expresa:

…Una gran erupción solar desencadenó el 23 de enero una eyección de masa coronal

que se desplazó a 1.400 km/seg y que alcanzó la Tierra ayer. Una erupción energética

de este nivel puede estropear los satélites, así que los equipos de operaciones en la

ESA y otras organizaciones siguieron de cerca la tormenta.

Una eyección de masa coronal (CME, en sus siglas en inglés) es una nube gigante de

plasma magnetizado que parte de la atmósfera del Sol, la corona, hacia el espacio

interplanetario. Ocurren a menudo asociadas a las erupciones solares.

Esta eyección de masa coronal fue detectada por los satélites SOHO (de la ESA y la

NASA) y Stereo (NASA). Las CMEs pueden producir tormentas geomagnéticas cuando

alcanzan la Tierra, entre dos y seis días después de su emisión.

La erupción solar se produjo a las 03:59 GMT del pasado lunes y provocó el chorro de

protones más potente desde 2005. Es probable que esta CME genere en la Tierra

tormentas geomagnéticas menores.

Lo más probable es que no causen efectos graves en la infraestructura –como las redes

de telefonía- pero sí podrían dar lugar a auroras en las latitudes altas. La erupción solar

fue más intensa que la media y la tormenta de protones es la primera fuerte en los

últimos siete años, pero no se esperan efectos visibles en la Tierra.

- ¿Conocía esta noticia? Consulte en la web mayor información y observe las imágenes publicadas al respecto.


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- Escriba, con sus propias palabras, una noticia sobre este tema, supuestamente para publicar en la NASA, acompañada de imágenes.

Nota: Todo esta temática le puede sugerir muchas preguntas fascinantes. La NASA decidió estudiar esos misterios. Así que, la NASA les pidió a los científicos que trabajaran en grupos para escoger un misterio para explorar. Cada par de años uno o dos misterios del sistema solar son escogidos y se convierten en una misión al espacio. Este programa especial se llama el Programa de Descubrimiento de NASA (NASA Discovery Program)

Ejemplos: ¿Hay otros planetas como la Tierra? Primero, necesitamos encontrar

planetas que sean como la Tierra pero que orbiten otras estrellas. La Misión

Kepler hará precisamente eso con un telescopio que puede detectar una merma

de luminosidad de una estrella cuando un planeta viaje frente a ella, bloqueando

así algo de su luz.

¿Qué hay dentro de un cometa? Una misión llamada Deep Impact puso una

nave espacial en el recorrido de un cometa en movimiento que resultó en un

cráter espectacular aproximadamente del tamaño de un estadio de fútbol

americano.

La Tierra recibió fotos e información para que pudiéramos ver de qué está

hecho.

Si ambiciona buscar información al respecto, puede hacerlo en:

http://solarsystem.nasa.gov

En el caso que desee jugar, realizar actividades, ver videos, etc., lo invitamos a consultar la página:

http://spaceplace.nasa.gov/sp/kids (en español)

¡Buen trabajo les desea el equipo de Olimpíada de Geografía Astronómica!

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Notas:

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