Astronomía

Estudio del universo. Astros. Big-bang. Gravitación. Galaxia. Vía láctea. Sistema solar. Asteroides. Cometas. Meteoros. Eclipses. Planetas. Nebulosa

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  • Astronomía:

Ciencia que tiene por objeto el estudio del universo, de los cuerpos que lo constituyen, de las posiciones relativas que éstos ocupan, de las leyes que gobiernan sus movimientos y de la evolución que experimentan a lo largo del tiempo. Esta disciplina comprende tres ramas principales: la astronomía de posición y la mecánica celeste, que se encargan de determinar las coordenadas de los astros y estudian la magnitud de su variación natural; la astrofísica, en sus aspectos aplicado y teórico, que estudia las leyes físicas que rigen su comportamiento, y la cosmología, que estudia las leyes generales de la estructura, el origen y la evolución del universo como un todo.

  • Orígenes

Considerada la ciencia más antigua, la astronomía ha favorecido el desarrollo de otras muchas disciplinas, tales como la matemática, la física, la geografía, etc. Las culturas antiguas (babilónica, china, egipcia, griega, india, maya, etc.) poseían conocimientos astronómicos rudimentarios, limitados a la observación a simple vista, aplicados con fines prácticos o mítico-religiosos. Las teorías astronómicas de la Antigüedad estuvieron dominadas por la autoridad de Aristóteles (s. IV a. J.C.) y la creencia en la inmovilidad de la Tierra. Los trabajos de observación más importantes de esta época se deben al astrónomo griego Hiparco (fines del s. II a. J.C.) cuya obra ha llegado hasta nuestros días, en su versión árabe o «Almagesto» (s. IX), gracias a Tolomeo (fines del s. II d. J.C.). La observación a simple vista completada con el empleo de instrumentos rudimentarios (astrolabios, ballestillas, etc.) permitió establecer la esfericidad de la Tierra, relacionar los movimientos de la Luna con las mareas, confeccionar los primeros catálogos de estrellas y determinar la paralaje a ciertos cuerpos. Con posterioridad, los trabajos de astrónomos como Nicolás Copérnico, Tycho Brahe y Johannes Kepler permitieron el establecimiento de las bases científicas de esta disciplina, es decir, de la teoría heliocéntrica, la confección de tablas astronómicas y catálogos muy extensos, el establecimiento de los primeros observatorios astronómicos permanentes y la formulación de las leyes del movimiento de los planetas (leyes de Kepler).

  • Telescopios y Radiotelescopios

La astronomía experimentó una verdadera revolución entre los ss. XVI y XVII gracias a los trabajos de Galileo Galilei y la aplicación, por primera vez, del anteojo a la observación de los cuerpos celestes. El posterior desarrollo de estos instrumentos ópticos y de otros instrumentos astronómicos permitió el descubrimiento de los planetas lejanos y de una gran variedad de cuerpos no visibles a simple vista (asteroides, galaxias, cúmulos, etc.), así como una notable expansión de los límites del universo observable. En cuanto a sus aspectos teóricos, la principal contribución se debió a la formulación de la ley de la gravitación universal por I. Newton, origen de la llamada mecánica celeste. Esta teoría gravitatoria permitió explicar el origen de las mareas y calcular con precisión las trayectorias de la Luna, los planetas y los cometas. A este respecto destaca la predicción, hecha por E. Halley con 75 años de antelación,

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Del regreso del cometa que ahora lleva su nombre, cuya confirmación en 1759 supuso la consagración definitiva de la ley formulada por I. Newton y de los métodos de la mecánica celeste. Esta disciplina, que alcanzó un alto grado de perfeccionamiento entre los ss. XVII y XIX, quedó definitivamente asentada tras la localización del planeta Neptuno (1846) en la posición predicha por los cálculos.

  • Astronomía Moderna

La introducción de las técnicas fotográficas a partir del s. XIX y el desarrollo, a partir de la II Guerra Mundial, de los detectores de ondas radio (radiotelescopio) impulsó el desarrollo de la principal rama de la astronomía, la astrofísica, y facilitó el estudio de la composición, estructura y evolución de los cuerpos celestes. En época reciente, los avances de la astronáutica han permitido situar instrumentos de observación fuera de la atmósfera terrestre y superar de este.

Modo las limitaciones que ésta impone al paso de las radiaciones correspondientes a ciertas bandas del espectro electromagnético (rayos gamma, rayos X, etc.), lo que ha traído consigo el florecimiento de la llamada astronomía de altas energías. Entre los intrumentos capaces de captar ciertos rangos de la radiación electromagnética, situados a bordo de satélites astronómicos, destaca el telescopio espacial Hubble.

La evolución actual de la astronomía está caracterizada por la extensión del campo de exploración más allá de las bandas de frecuencias visibles y del radio del espectro electromagnético, por el desarrollo de nuevos telescopios terrestres equipados con ópticas múltiples y variables, y de nuevos ingenios espaciales destinados a la observación desde fuera de la atmósfera terrestre y a la exploración de los cuerpos que forman el sistema solar.

La astronomía es la ciencia que estudia el universo, los cuerpos que lo constituyen, las posiciones relativas que ocupan, las leyes que gobiernan sus movimientos y la evolución que experimentan a lo largo del tiempo.

La astronomía comprende tres ramas principales:

*La astronomía fundamental: Estudia las magnitudes que determinan la variación natural de las coordenadas de los astros.

*la astrofísica: Aspectos aplicado y teórico.

*La cosmología: Estudia las leyes generales de la estructura, el origen y la evolución del universo considerado como un todo.

Hay otra serie de ramas particulares como:

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A)La astrometría dedicada a la medición del espacio y el tiempo.

B)La astronomía práctica que desarrolla métodos de cálculo de coordenadas geográficas, acimuts, tiempos, así como los instrumentos necesarios para ello.

C)La astronomía teórica que se encarga del cálculo de las órbitas de los cuerpos celestes a partir de sus posiciones aparentes y efemérides.

D)La mecánica celeste que estudia las leyes del movimiento de los astros bajo la acción de la gravitación universal.

E)La astronomía estelar que se ocupa del estudio de las leyes de distribución y del movimiento de las estrellas.

F)La cosmogonía que estudia la génesis y la evolución de los astros.

  • Historia de la Astronomía

Las primeras civilizaciones se sirvieron de la astronomía para establecer con precisión las épocas adecuadas para sembrar y recoger las cosechas y para las celebraciones. También lograron utilizarla para orientarse en las largas travesías comerciales o en los viajes. Los egipcios, mayas y chinos desarrollaron interesantes mapas de las constelaciones y calendarios de gran utilidad, pero tal vez fueron los babilonios los que realizaron cosas más importantes.

  • Astronomía Babilónica

Para perfeccionar su calendario, los babilonios, estudiaron los movimientos del Sol y de la Luna. Solían designar como comienzo de cada mes el día siguiente a la luna nueva, cuando aparece el primer cuarto lunar después del ocaso.

Hacia 400 a. C. comprobaron que los movimientos aparentes del Sol y la Luna de Oeste a Este alrededor del zodíaco no tienen una velocidad constante. Estos cuerpos se mueven con velocidad creciente durante la primera mitad de cada revolución hasta un máximo absoluto y entonces su velocidad disminuye hasta el mínimo originario.

Además perfeccionaron el método matemático representando la velocidad de la Luna como un factor que aumenta linealmente del mínimo al máximo durante la mitad de su revolución y entonces desciende al mínimo a final del ciclo. Con estos cálculos los astrónomos babilonios podían predecir la luna nueva y el día que comenzaría el nuevo mes. Como consecuencia, conocían las posiciones de la Luna y del Sol todos los días del mes. También eran capaces de calcular las posiciones planetarias.

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  • Astronomía griega

La Odisea de Homero se refiere a constelaciones como la Osa Mayor, Orión y las Pléyades y describe cómo las estrellas pueden servir de guía en la navegación. El poema Los trabajos y los días de Hesíodo informa al campesino sobre las constelaciones que salen antes del amanecer en diferentes épocas del año para indicar el momento adecuado para arar, sembrar y recolectar.

Los griegos comenzaron el estudio de los movimientos planetarios. Hombres como Thales de Mileto o Pitágoras realizaron importantes aportaciones en el siglo VI a. C. Existe una leyenda que afirma que Thales fue capaz de predecir un eclipse total de Sol el 28 de mayo del 585 a. C.

Aristarco de Samos (S. IV a. C.) creía que los movimientos celestes se podían explicar mediante la hipótesis de que la Tierra gira sobre su eje una vez cada 24 horas y que junto con los demás planetas gira en torno al Sol. En aquella época, la mayoría de los filósofos griegos pensaban que la Tierra era un cuerpo inmóvil y que los cuerpos celestes giraban en torno a ella; por eso la teoría de Aristarco fue rechazada. La teoría del sistema geocéntrico permaneció inalterada unos 2.000 años.

En el siglo II d. C. los griegos combinaban sus teorías celestes con observaciones trasladadas a planos. Los astrónomos Hiparco de Nicea y Tolomeo determinaron las posiciones de unas 1.000 estrellas y utilizaron este mapa estelar como base para medir los movimientos planetarios. Mediante una serie de procedimientos Tolomeo llegó a la conclusión de que los demás planetas giraban alrededor de la Tierra.

  • Sistema de Tolomeo

Tolomeo planteó un modelo de universo con la Tierra en el centro. Cada cuerpo celeste giraba en un pequeño círculo denominado epiciclo, centrado en un punto que giraba a su vez alrededor de la Tierra en un gran círculo llamado deferente. El modelo de Tolomeo fue aceptado durante mil años.

La astronomía griega se transmitió más tarde hacia el Este a los sirios, indios y árabes. Los astrónomos árabes recopilaron nuevos catálogos de estrellas en los siglos IX y X y desarrollaron tablas del movimiento planetario. Sin embargo, aunque los árabes eran buenos observadores, hicieron pocas aportaciones útiles a la teoría astronómica.

  • Los Europeos

En el siglo XIII hicieron tablas de los movimientos planetarios, basándose en el sistema de Tolomeo y divulgaron su teoría. Años más tarde Nicolás de Cusa y Leonardo da Vinci cuestionaron la posición central y la inmovilidad de la Tierra.

Nicolás Copérnico (siglo XVI) dedicó la mayor parte de su vida a la astronomía y realizó un nuevo catálogo de estrellas a partir de observaciones personales.

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En su obra De revolutionibus orbium caelestium (1543) analiza críticamente la teoría de Tolomeo de un Universo geocéntrico y muestra que los movimientos planetarios se pueden explicar si el Sol estuviera en una posición central.

Galileo aportó pruebas para defender lo que dijo Copérnico. En 1609 construyó un pequeño telescopio de refracción, lo dirigió hacia el cielo y descubrió las fases de Venus, lo que indicaba que este planeta gira alrededor del Sol.

También descubrió cuatro lunas girando alrededor de Júpiter. Estaba convencido de que al menos algunos cuerpos no giraban alrededor de la Tierra y por ello comenzó a hablar y a escribir a favor del sistema de Copérnico. Sus intentos de difundir este sistema le llevaron ante un tribunal eclesiástico. Aunque fue obligado a renegar de sus creencias y de sus escritos, esta teoría no pudo ser suprimida.

Tycho Brahe, un astrónomo danés, observó el Sol, la Luna y los planetas en su observatorio situado en una isla cercana a Copenhague y después en Alemania desde 1580 a 1597. Utilizando los datos recopilados por Brahe, su ayudante alemán, Johannes Kepler, formuló las leyes del movimiento planetario, afirmando que los planetas giran alrededor del Sol y no en órbitas circulares con movimiento uniforme, sino en órbitas elípticas a diferentes velocidades, y que sus distancias relativas con respecto al Sol están relacionadas con sus periodos de revolución.

Newton adelantó un principio sencillo para explicar las leyes de Kepler sobre el movimiento planetario: La fuerza de atracción entre el Sol y los planetas (ley de la gravitación universal). Esta fuerza, que depende de las masas del Sol y de los planetas y de las distancias entre ellos, proporciona la base para la explicación física de las leyes de Kepler.

  • Los últimos siglos

Tras la época de Newton, la astronomía se ramificó en diversas direcciones. Con esta ley de gravitación el viejo problema del movimiento planetario se volvió a estudiar como mecánica celeste. Telescopios perfeccionados permitieron la exploración de las superficies de los planetas, el descubrimiento de muchas estrellas débiles y la medición de distancias estelares. En el siglo XIX el espectroscopio aportó información sobre la composición química de los cuerpos celestes y nueva información sobre sus movimientos

Durante el siglo XX se han construido telescopios de reflexión cada vez mayores. Los estudios realizados con estos instrumentos han revelado la estructura de enormes y distantes agrupamientos de estrellas, llamadas galaxias, y de cúmulos de galaxias. En la segunda mitad del siglo XX los progresos en física proporcionaron nuevos tipos de instrumentos astronómicos, algunos de los cuales se han emplazado en los satélites que se utilizan como observatorios en la órbita de la Tierra.

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  • Universo:

Conjunto de todo lo existente. Tanto la estructura a gran escala del universo como las cuestiones relativas a su origen, evolución y posible futuro son estudiadas por la cosmología. En la actualidad, dicha disciplina está estrechamente relacionada con la física nuclear de los constituyentes fundamentales de la materia y también con la teoría de la gravitación generalmente aceptada, la relatividad general, que a nivel cosmológico juega un papel de gran importancia. El universo contiene galaxias, cúmulos de galaxias y estructuras de mayor tamaño, llamadas supercúmulos, amén de materia intergaláctica. Si se supone que se cumple el llamado principio cosmológico, es decir, si se acepta que el universo presenta el mismo aspecto a gran escala en todas las direcciones (isotropía) y que ofrece la misma imagen independientemente del lugar en que se observe (homogeneidad), es posible formular las ecuaciones cosmológicas correspondientes a su evolución. Sin embargo, de las ecuaciones de la relatividad e imponiendo las restricciones mencionadas se obtiene, para la evolución del universo, una serie de modelos (cerrados y abiertos) que dependen de parámetros tales como la masa en él contenida, dato difícil de obtener dado que se considera que aproximadamente el 90% es inobservable (masa oscura). Esto hace que no sea posible, en la actualidad, optar por uno de ellos. No obstante, un hecho que sí queda bien establecido es el de un universo en expansión, lo que se ve confirmado por las observaciones. En cuanto al origen, la hipótesis aceptada generalmente hoy en día es la de la explosión inicial o big bang. De acuerdo con ella, el universo se originó a partir de unas condiciones de densidad infinita, temperatura altísima y curvatura del espacio-tiempo infinita, a partir de las cuales fue solucionando hasta alcanzar el estado que presenta en la actualidad. Dicha teoría estima la edad del universo en unos 15.000 millones de años, supone que la expansión fue en principio suave y ordenada, y que pasó por un período de expansión exponencial (fase inflacionaria). Por otro lado, las fluctuaciones de la densidad (inicialmente pequeñas) dieron lugar a regiones (de densidad mayor) en las que el menor ritmo de expansión permitió la aparición de las estrellas, galaxias, etc., o sea, de los constituyentes del universo visible.

    • ¿Qué es?

El Universo es el conjunto de cuerpos celestes, nebulosas y espacios intermedios. Los millones de estrellas que se contemplan en el cielo forman parte de la Vía láctea o Galaxia, a la que pertenece nuestro Sol. Tiene forma de una lente biconvexa, de unos 80.000 años luz de diámetro y un grosor de unos 15.000 años luz.

    • ¿Cómo es de grande?

Respecto al volumen, se podría hallar aplicando la fórmula que se deriva del producto de una circunferencia máxima 2ð R por el área del círculo máximo ð R2, o sea V = 2ð 2r3: (años luz)3. En el interior y exterior de esta superficie esférica no existiría nada y el Universo todo se limitaría a esa superficie esférica.

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    • ¿Cuántos años tiene?

Ha podido determinarse, mediante el estudio de la desintegración de uranio, la teoría del proceso evolutivo de las estrellas y la expansión del Universo, lo que ha dado origen, entre otras, a dos teorías:

Escala corta: La edad sería de 1010 años.

Escala larga: La edad sería de 1014 años (10000 veces mayor).

En 1972 el astrónomo estadounidense Allan Sangade estableció un nuevo computo en cuanto a la edad del Universo. Según sus investigaciones podría establecerse en 13 billones de años, pudiendo llegar a los 18 billones de años.

    • Componentes del Universo

El Universo, aun a pesar de parecer prácticamente vacío, está compuesto por multitud de sistemas, conjuntos, etc. Existe una tenue nube material de gases y polvo entre las estrellas, por lo general invisible, pero que en la cercanía de los astros brilla por fluorescencia, dando lugar a las nebulosas regulares. Los astros forman las constelaciones. Los astros y las nebulosas pertenecen a las galaxias. Existen muchos millones de sistemas estelares, que reciben el nombre de universos islas o espirales. Las galaxias se unen en hipergalaxias. Y existe la radiación cósmica, de naturaleza aún incierta, pero que se sabe que no tiene su origen ni en el Sol ni en las estrellas y que parece venir de todas las regiones del espacio.

    • Unidades de medida en el Universo

*El año luz es la distancia que recorre la luz en el vací durante un año. Sirve para medir dimensiones enormes como las de las galaxias.

· Pero, ¿cuánto es eso?

Para averiguar cuántos kilómtros serían un año luz, averiguaremos cuantos segundos tiene un año:

Segundos en un año = 60 * 60 * 365 *24 = 31.536.000 segundos.

Así que, si la luz recorre 300.000 kilómetros cada segundo, en un año:

31.536.000 * 300.000 = 9.460.800.000.000 km

En respuesta a la pregunta, un año luz, es 9.460.800.000.000 Km.

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    • TEORÍAS SOBRE LA FORMACIÓN DEL UNIVERSO.

Existen muchas y variadas teorías sobre la formación del Universo, muchas de ellas antiguas y ya rechazadas, sin embargo, todas ofrecen dudas y, aunque cada vez son más cercanas a la que pudo ser la real, no podemos estar seguros. Desde siempre el hombre se ha preguntado cómo y porqué se formo el Universo, y aunque las teorías más conocidas históricamente fueron la teoría geocéntrica y la heliocéntrica, antes hubo otras.

 

    • TEORÍAS ANTERIORES A LA GEOCÉNTRICA Y HELIOCÉNTRICA.

· Los caldeos adivinaron la existencia de los planetas, y para explicar su movimiento, se imaginaron otros tantos dioses que los gobernaban.

· Los egipcios creían que los siete astros vagaban por el Nilo celeste.

Los griegos pensaban que los planetas iban en carros.

Siglo VII a. C.:

· Tales de Mileto que pensaba que la Tierra era un disco circular.

Siglo VI a. C.:

· Anaximandro. Para él la Tierra era un cilindro con dos caras planas, una de las cuales habitamos.

Siglo VI a. C.:

· Anaxímedes, para quien la Tierra era un disco plano y los astros, otros que flotaban dentro de una esfera en la que están clavadas las estrellas.

Siglo VI a. C.:

· Pitágoras y sus discipulos inicaron la teoría de la esfericidad de la Tierra, así como la doctrina de los astros.

409 a 356 a. C.:

· Euxodio. Para explicar los movimientos de los astros en el firmamento, supuso a la Tierra inmóvil, e imaginó un sistema de esferas con un centro común, el mismo de la Tierra.

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Siglo III a. C.:

· Aristarco de Samos, que expuso, por primera vez, la teoría heliocéntrica, declarada contraria a la física por near principios absolutos, a la astronomía por no salvar las apariencias y, a la religión, por ofender a los dioses.

240 a. C.:

· Apolonio, que para explicar los movimientos de los planetas, ideó los epiciclos, que eran el círculo que recorría un planeta con movimiento uniforme y alrededor de un centro, y los deferentes, donde este centro giraba alrededor de otro círcculo de mayor diámetro.

 

    • TEORÍA GEOCÉNTRICA.

· ¿En qué consiste?

Esta teoría tiene como punto más característico en la idea de que la Tierra es el centro del Universo, idea que se ajustaba de forma bastante esacta a las observaciones que se hacían del cielo a simple vista. Las estrellas forman una fina capa celeste alrededor de la Tierra llamada bóveda celeste, y entre ella y la Tierra, se encuentran el resto de los planetas (excepto Urano, Neptuno y Plutón) el Sol y la Luna en el siguiente orden: la Luna, Mercurio, Venus, el Sol, Marte, Júpiter y Saturno, tal y como se muestra en la representación gráfica del model geocéntrico (dib2).

· ¿Quién la ideó?

En el siglo II a. C., Tolomeo propuso esta teoría que perduró hasta el siglo XV.

    • LA TEORÍA HELIOCÉNTRICA.

· ¿En qué consiste?

La teoría heliocéntrica, se puede decir que es la opuesta a la geocéntrica, ya que la característica más notable en esta es que el Sol es el centro del sistema y no del la Tierra. Ésta sólo gira a su alrededor como el resto de los planetas, describiendo órbitas elípticas. El Universo es infinitamente grande, y los planetas están más cerca de la Tierra que las estrellas, según ésta teoría, y todos los cuerpos del Universo se atraen entre sí.

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· ¿Quién la ideó?

Participaron varios físicos en su creación y perfeccionamiento:

Siglo XV:

-Copérnico, resucitando la idea heliocéntrica de Aristarco, colocó al Sol en el centro del mundo y a los planetas girando a su alrededor. Como la teoría del griego, la copernicana halló no poca oposición.

-Uno de los oponentes a la teoría de Copérnico fue Tycho Brahe. Propuso que la Tierra estaba en el centro del sistema, a su alrededor, la Luna y el Sol, y, alrededor de éste, el resto de los planetas.

-Kepler, discípulo de Tycho, consagró el sistema copernicano al formular las tres leyes siguientes:

: Los planetas describen elípses, en uno de cuyos focos está el Sol.

: El radio vector de cada planeta barre áreas proporcionales a los tiempos empleados en recorrerlas.

: Los cuadrados de los tiempos empleados en recorrer las órbitas, son proporcionales a los cubos de sus distancias medias al Sol.

Estas leyes permitieron a Newton descubrir la ley de gravitación universal.

    • OTRAS TEORÍAS ACTUALES SOBRE EL ORIGEN DEL UNIVERSO.

*TEORÍA DE HOYLE.

· ¿En qué consiste?

Defiende un Universo estático, sin principio ni fin, que permanece inalterable. Cuando una galaxia envejece y muere, otra nueva le sustituye.

· ¿Es válida?

Algunos cálculos realizados parecen indicar que las galaxias se originaron al mismo tiempo, lo cual echa por tierra esta teoría.

 

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*EL BIG BANG (gran explosión).

El Universo está en un cambio contínuo. Su estudio permite reconstruir la historia y suponer cuál fue su origen. Las galaxias se desplazan separándose, lo que permite asegurar que el Universo se expande en todas direcciones, es decir, que aumenta de volumen progrsivamente.

· ¿Quién la ideó y en qué consiste?

Edwin Huble descubrió en 1929 que el Universo está en expansión, en lo que se apoyo para formular la teoría de Big Bang: Al principio, toda la masa que hoy se encuentra dispersa en las galaxias, se concentraba en un punto llamado el superátomo. Este tenía, obviamente, un densidad enorme, lo que provocó la gran explosión, que causó la expulsión de toda la materia en todas direcciones, hace, más o menos, 15.000 millones de años.

En los primeros instantes, la materia esparcida consistía en protones, electrones y neutrones independientes. A medida que se alejaban se fue produciendo un enfriamiento que permitió que estas partículas se organizaran:

Protones, Electrones, Neutrones >> Hidrógeno y Helio

Masas de hidrógeno y helio + fuerzas gravitatorias = Galaxias

Y en el interior de las galaxias se produjo el proceso de formación de las estrellas( ver "1.1a Las estrellas, ¿Cómo son y de qué están hechas?" ).

· Planetas: Los agregados se unieron formando los planetas.

· Satélites: Algunos discos de materia quedaron girando alrededor de los planetas.

· Asteroides: Agregados que no llegaron a unirse los formaron.

 Big bang: nombre que recibe el instante inicial de la gran explosión (en inglés, big bang) que dio origen a la expansión del universo, según la teoría cosmológica que goza en la actualidad de mayor aceptación y es conocida como modelo estándar. La teoría del big bang predice un universo con una edad finita, comprendida entre 10.000 y 20.000 millones de años. En las últimas décadas, los esfuerzos y medios empleados en tratar de precisar esa edad han sido muy importantes, influyendo notablemente en el desarrollo de la cosmología moderna. Además, conociendo el parámetro que determina la edad del universo es posible establecer asimismo la distancia a la que se encuentran las galaxias remotas. Éste es el objetivo principal de los estudios en el campo de la cosmología y a él está dedicado uno de los proyectos más ambiciosos de la observación astronómica del siglo, que tiene como centro la puesta en órbita del telescopio espacial «Hubble», cuyas observaciones han de ayudar a determinar las escalas de distancias en el universo.

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Dado que las galaxias se alejan mutuamente con el paso del tiempo, al invertir el proceso se recupera la imagen de un universo donde éstas estaban más juntas, hasta llegar a un punto en que toda la materia se encuentra concentrada en un mismo lugar, punto correspondiente al origen de universo. El desarrollo de la teoría del big bang se inició en la década de los años treinta del siglo XX, principalmente gracias a los trabajos de Georges Henri Lemaître, completados en la década de los años cuarenta por los de George Gamow y su equipo.

    • Gravitación:

La gravitación es la fuerza de atracción mutua que experimentan los cuerpos por el hecho de tener una masa determinada. La existencia de dicha fuerza fue establecida por el matemático y físico inglés Isaac Newton en el s. XVII, quien, además, desarrolló para su formulación el llamado cálculo de fluxiones (lo que en la actualidad se conoce como cálculo integral).

      • Ley de la gravitación universal:

La ley formulada por Newton y que recibe el nombre de ley de la gravitación universal, afirma que la fuerza de atracción que experimentan dos cuerpos dotados de masa es directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa (ley de la inversa del cuadrado de la distancia). La ley incluye una constante de proporcionalidad (G) que recibe el nombre de constante de la gravitación universal y cuyo valor, determinado mediante experimentos muy precisos, es de 6,670.10-11 Nm²/kg².

Para determinar la intensidad del campo gravitatorio asociado a un cuerpo con un radio y una masa determinados, se establece la aceleración con la que cae un cuerpo de prueba (de radio y masa unidad) en el seno de dicho campo. Mediante la aplicación de la segunda ley de Newton tomando los valores de la fuerza de la gravedad y una masa conocida, se puede obtener la aceleración de la gravedad. Dicha aceleración tiene valores diferentes dependiendo del cuerpo sobre el que se mida; así, para la Tierra se considera un valor de 9,8 m/s² (que equivalen a 9,8 N/kg), mientras que el valor que se obtiene para la superficie de la Luna es de tan sólo 1,6 m/s², es decir, unas seis veces menor que el correspondiente a nuestro planeta, y en uno de los planetas gigantes del sistema solar, Júpiter, este valor sería de unos 24,9 m/s².

En un sistema aislado formado por dos cuerpos, uno de los cuales gira alrededor del otro, teniendo el primero una masa mucho menor que el segundo y describiendo una órbita estable y circular en torno al cuerpo que ocupa el centro, la fuerza centrífuga tiene un valor igual al de la centrípeta debido a la existencia de la gravitación universal. A partir de consideraciones como ésta es posible deducir una de las leyes de Kepler (la tercera), que relaciona el radio de la órbita que describe un cuerpo alrededor de otro central, con el tiempo que tarda en barrer el área que dicha órbita encierra, y que afirma que el tiempo es proporcional a 3/2 del radio. Este resultado es de aplicación universal y se cumple asimismo para las órbitas elípticas, de las cuales la órbita circular es un caso particular en el que los semiejes mayor y menor son iguales.

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    • Galaxia:

Conjunto de estrellas y de materia interestelar, ligadas por interacciones gravitatorias, que presenta las mismas características que la Galaxia (Vía Láctea) a la que pertenece nuestro sistema solar. Las galaxias pueden constar sólo de dos miembros (galaxia doble), aislados o enlazados por un puente de materia gaseosa, o bien constituir inmensas concentraciones de centenares y hasta millares de estrellas (cúmulos y supercúmulos). Solamente poseen un nombre específico las galaxias que destacan a simple vista en el cielo nocturno. En general, se las designa por el número de orden que tienen en los catálogos «Messier» (M), «Dreyer» o el «New General Catalogue» (NGC).

Todas las galaxias existentes en el universo pueden agruparse en unos pocos tipos principales:

*Galaxias elípticas (E) Se se caracterizan por tener forma de elipsoide de revolución, cuyo aplanamiento permite dividirlas en ocho grandes grupos, desde E0 (esféricas) hasta E7 (las de forma elíptica más pronunciada). En ellas, la concentración de estrellas disminuye del núcleo, muy pequeño y brillante, hacia los bordes.

*Galaxias espirales o espirales normales (S) Son aquellas que presentan unos brazos que emergen tangencialmente del núcleo en dos puntos diametralmente opuestos. Dotadas de un movimiento de rotación, entre ellas se distinguen tres grupos (Sa, Sb, Sc), según la abertura de sus brazos y la importancia de la condensación central. Incluyen el grupo de las espirales barradas (SB), divididas a su vez en tres grupos (SBa, SBb y SBc), según el desarrollo de la barra, y cada uno de ellos en dos subgrupos, según que los brazos salgan en ángulo recto de los extremos de la barra SBa o tangencialmente del núcleo SBa.

*Galaxias irregulares (Ir) Comprende aquellas galaxias cuyo aspecto no presenta una simetría ni una estructura bien definidas. Se clasifican en dos grandes grupos: las irregularidades de tipo I o magallánico (Ir I) y las irregulares de tipo II (Ir II). Las primeras son muy ricas en materia interestelar y en estrellas jóvenes. Las del segundo grupo son galaxias aplanadas con zonas de absorción distribuidas irregularmente, que a veces tienen forma de filamentos muy extensos. Son poco comunes y difíciles de resolver en estrellas individuales.

Galaxias lenticulares o lenticulares normales (SO) Las galaxias lenticulares constituyen un grupo de transición entre las galaxias elípticas y las espirales, y se dividen en tres subgrupos: SO1, SO2 y SO3. Poseen un disco, una condensación central muy importante y una envoltura extensa. Incluyen las lenticulares barradas (SBO), que comprenden tres grupos: en el primero (SBO-1), la barra es ancha y difusa; en el segundo (BO-2) es más luminosa en las extremidades que en el centro; y en el tercero (SBO-3) es ya muy brillante y bien definida. El estudio de las galaxias constituye en la actualidad uno de los principales objetos de la astronomía.

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La distancia a que se hallan puede determinarse mediante diversas técnicas, como por ejemplo estudiando el ritmo con que varía la luz emitida por ciertas estrellas variables características (Cefeidas). El alejamiento (recesión) de las galaxias constituye una prueba fundamental de la expansión del universo, base de la teoría del big bang. Markarian, galaxias de Nombre que designa las galaxias activas (intensa emisión ultravioleta) que forman pares y tienen probablemente un origen común, por lo que son interesantes para el estudio general de la evolución y formación de las galaxias.

Seyfert, galaxias de Grupo de galaxias caracterizadas por presentar un núcleo muy brillante, luminosidad variable, una emisión de rayos infrarrojos muy intensa y un espectro de rayas muy netas y amplias. Su nombre se debe al astrofísico Carl K. Seyfert (1911-1960), quien las estudió por primera vez.

Las galaxias poseen gran variedad de formas y tamaños, pero pueden ser clasificadas en dos tipos principales a simple vista. Casi todas las galaxias son, aparentemente, bien elípticas, bien espirales.

La clasificación se efectúa normalmente de acuerdo con la forma, siguiendo un esquema conocido como diagrama en «diapasón», divisado por vez primera por el astrónomo estadounidense Edwin Hubble en la década de 1920. Las galaxias elípticas son grandes cúmulos de estrellas que oscilan de forma, desde esferas perfectas hasta elipses aplanadas semejantes a puros. Las mayores galaxias del Universo conocido son sistemas elípticos enormes. Existen en los centros de densos cúmulos de galaxias, y se estima que contienen hasta cien billones de estrellas.

Al parecer, estas galaxias llegaron a ser tan grandes por absorción de otras más pequeñas que erraban muy cercanas, hasta ser capturadas por los vastos campos gravitacionales de aquéllas. Por otra parte, las galaxias elípticas enanas son algunos de los sistemas estelares más pequeños conocidos, con alrededor de sólo un millón de estrellas. Se considera que son abundantes, pero resulta difícil detectarlas debido a su pequeño tamaño. Todas las estrellas contenidas en las galaxias elípticas son viejas, no existiendo en la actualidad ninguna formación estelar dentro de ellas.

Las galaxias espirales son objetos agradables que recuerdan a girándulas, mostrando signos definidos de reciente v continua formación estelan Contienen una protuberancia central de estrellas viejas conocida como núcleo, circundado por un disco de material en el que constantemente se están formando nuevas estrellas. Allí donde las estrellas se han formado, en el disco, refulgen con brillante intensidad y trazan patrones espirales alrededor del núcleo. Estos «brazos» espirales rotan gradualmente en redor de la galaxia, siguiendo las regiones comprimidas de material del disco dentro de las cuales se están formando nuevas estrellas.

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Las galaxias espirales aparecen en variedad de tipos, que normalmente se clasifican acorde el alcance de los brazos espirales y cuán grande sea el núcleo. Aproximadamente la mitad de todas las galaxias espirales identificadas hasta ahora tienen una característica distintiva adicional. Es ésta una estructura de estrellas en forma de barra recta que emanan desde el núcleo galáctico y se introducen en el disco. Los brazos espirales convencionales giran entonces en redor desde los extremos de las barras. Estas galaxias se denominan galaxias espirales barradas. Al igual que las galaxias espirales, pueden ser subdivididas en diferentes tipos también acorde el alcance de sus brazos y cuán largo sea el núcleo. El origen de las barras parece estar relacionado con las interacciones gravitacionales de las estrellas en un espiral giratorio.

Las galaxias lenticulares forman una clase intermedia de galaxia, entre las elípticas y las espirales. Poseen protuberancias nucleares y un delgado disco de estrellas, pero carecen de brazos espirales. A veces las galaxias lenticulares también tienen una estructura en forma de barra.

Las galaxias carentes de estructura obvia o núcleo son denominadas galaxias irregulares. las irregulares de Tipo 1 son galaxias que muestran evidencia de brazos espirales que han sido perturbadas de alguna manera. Una irregular de Tipo II es sólo un confuso cúmulo de estrellas. Hay evidencia de que las galaxias muy pequeñas de este tipo, conocidas como galaxias irregulares enanas, se pueden formar a partir de la materia caída dentro del espacio intergaláctico durante las colisiones entre galaxias mayores. Al igual que las espirales, Las irregulares están experimentando todavía el proceso de formación estelar.

      • ESTRUCTURA DE LAS GALAXIAS

Se creyó alguna vez que las regiones visibles de una galaxia espiral representaban el sistema en su totalidad. Los astrónomos consideran ahora que la materia que ha formado las estrellas no es sino una fracción diminuta del material total contenido en el interior de una galaxia. Esta otra masa está contenida en forma de objetos vagos, demasiado pálidos como para ser vistos desde las distancias a las que nosotros contemplamos las galaxias, u otras formas de materia que no podemos detectar directamente.

Entre la materia demasiado pálida para poder ser vista desde la Tierra, el disco de una galaxia espiral contiene vastos caminos de polvo y gas que no están luminados. Algunas veces, los caminos de polvo llegan a ser visibles porque bloquean la luz procedente de los brazos espirales, permitiéndonos reconocer su silueta. El disco galáctico contiene asimismo muchas estrellas más viejas y vagas que no pueden ser vistas porque son eclipsadas por las jóvenes estrellas brillantes en los brazos espirales. La rotación de las estrellas alrededor de las galaxias espirales ha proporcionado importantes claves para saber que las galaxias contienen mucha más materia de la que es posible ver. El estudio del modo en que los brazos espirales rotan ha conducido a los astrónomos a creer que existen grandes halos esféricos escondidos de materia alrededor de las galaxias espirales.

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Según la evidencia visible parecería que la mayoría de la masa de una galaxia, como la masa del sistema solar, está concentrada en su centro. Esto implicaría que, a medida que la galaxia rota, las estrellas situadas más lejos del centro se moverían con mayor lentitud que aquellas que están más cerca del centro. Sin embargo, la observación no corrobora esta posibilidad. En cambio, es más probable que la mayor parte de la masa de una galaxia exista más allá de sus límites visibles, contenida en un vasto halo esférico de materia.

Se cree que la materia del halo está contenida en cierta cantidad de objetos diferentes, como por ejemplo: estrellas pálidas que han escapado del disco de la galaxia; estrellas debilitadas, conocidas como enanas marrones; y los restos de estrellas que se han colapsado y muerto, formando objetos que incluyen las estrellas de neutrones y los agujeros negros. Las nubes de gas están probablemente presentes, también, en el halo. Junto con los objetos más pálidos, el halo contiene asimismo unos luminosos conocidos como cúmulos globulares.

Los cúmulos globulares pueden ser considerados primos pequeños de las galaxias elípticas. Son cúmulos esféricos de estrellas unidas por su mutua fuerza de gravedad. No existe ningún tipo de formacioii estelar dentro dc los cúmulos globulares. Orbiran el núcleo de sus galaxias nodrizas, definiendo una región esférica que se cree que señala los límites del halo galáctico.

Los cúmulos globulares contienen estrellas que son muy antiguas, creyéndose que la mayoría se han formado hace unos 10 billones de años.

Los cúmulos globulares más grandes contienen unos pocos millones de estrellas. Las galaxias espirales tienen normalmente unos 150 cúmulos globulares mientras que las galaxias elípticas pueden tener hasta mil. Se cree que cuando las nubes de gas se colapsaron para formar las galaxias, las regiones aisladas se colapsaron a su vez por separado formando los cúmtulos globulares.

Muchos astrónomos creen que más allá del halo galáctico existe una región esférica mucho más grande conocida como corona. La corona puede ser como cuatro veces el largo del diámetro del halo galáctico. Puede contener partículas exoticas, conocidas como materia oscura, que se comportan de forma muy diferente a las cinco partículas estables fundamentales. Aun criando estas partíctilas exóticas son, hasta ahora, indetectables debido a las limitaciones de incluso la tecnología más avanzada hoy disponible, con todo su presencia puede ser inferida a partir de su efecto gravitacional sobre la materia luminosa de la galaxia.

Se ha sugerido que la corona podría contener hasta un 90 por 100 de la materia total de la galaxia.Las galaxias son formaciones de estrellas, que se suelen juntar formando agregados, gas y polvo análogas a la Vía Láctea, también conocidas por nebulosas, espirales y universos islas.

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      • Movimiento

Las galaxias están dotadas de un movimiento de rotación en torno a su eje, sin girar en bloque como lo haría un sólido.

      • ¿Cuántas hay?

El número de galaxias conocido es enorme: el observatorio de Harvard ha catalogado 1.249 hasta la magnitud 13, y el número de las registradas en las placas del Observatorio del Monte Wilson es del orden del millón. Todas distribuidas regularmente por todo el Universo.

      • ¿Son muy grandes?

El diámetro de una galaxia variaría entre los 1.500 y los 300.000 años luz y contienen un número de estrellas del orden de 1011.

      • ¿Son todas iguales?

Según su forma se dividen en tres clases:

--Irregulares: Este tipo de galaxia presenta una forma desordenada ya que los agregados están revueltos y rodeados por abundantes nebulosas. Lo son un 3% de las galaxias.

--Elípticas: Presentan forma de elipse, ya que los agregados se colocan de dicha forma. Tienen núcleo, pero no brazos y contienen pocas nebulosas. No encierran nubes de polvo ni estrellas azules gigantes O y B, pero sí gigantes rojas, lo que indica que deben tener una antigüedad de más de 1.000 millones de años. Constituyen un 17% de las galaxias.

--Espirales: Parte de los agregados se concentran en el centro formando el núcleo de la galaxia, el resto forman prolongaciones del núcleo llamadas brazos. En estos son abundantes las estrellas azules y blancas, de lo que se deduce que éstas galaxias son más recientes e incluso algunas están en formación. Las hay atravesadas centralmente por una barra luminosa. Estas forman el 80%

      • La masa.

La masa de las galaxias varía entre 109 y 3·1011 veces la del Sol, un 2·1030 Kg por término medio.

      • Luminosidad.

Su luminosidad viene a ser 5·109 veces mayor que la solar; y algunas, como Andrómeda, son similares a la Vía Láctea, mientras que otras son hasta 100.000 veces menos luminosas.

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      • Características de algunas galaxias conocidas (tabla 2).

Las dos Nubes de Magallanes son las únicas galaxias distinguibles a simple vista . Son verdaderos satélites de la Vía Láctea, y la de Andrómeda, está a 750.000 años luz de nosotros. La más lejana hasta hoy conocida parece estar a 6.000 millones de años luz.

Tabla 2:

GALAXIAS

NÚMERO DE ESTRELLAS

FORMA

DIÁMETRO MEDIO (años luz)

Pequeña Nube de Magallanes

1.500 millones

Irregular

20.000

Gran Nube de Magallanes

5.000 millones

Irregular

30.000

Vía Láctea

200 billones

Espiral

100.000

Andrómeda

400 billones

Espiral

150.000

    • Vía láctea:

Banda luminosa, formada por múltiples estrellas, nubes de polvo y gas de nuestra galaxia, vista desde la posición que ocupa la Tierra en el sistema solar. Rodea la esfera celeste siguiendo aproximadamente un círculo máximo. La Vía Láctea es una galaxia de tipo espiral, de la que forma parte nuestro propio sistema solar. Su forma es discoidal, con unos 120.000 años luz de diámetro y unos 7.000 de espesor. La región central está ocupada por una zona ovalada de unos 12.000 años luz de radio (bulbo), cuyo centro constituye el núcleo de la galaxia, de unos 800 años luz, caracterizado por una gran actividad. Dicho núcleo, que se encuentra en el centro de una región situada en la constelación de Sagitario, contiene unos 10.000 millones de estrellas, alejadas entre sí por distancias del orden de una semana luz, lo que hace que interchoquen con frecuencia. Esta región, que no se ha podido explorar hasta épocas recientes, se conoce ya relativamente bien salvo una pequeña zona central, cuyo radio no excede la distancia que separa el Sol de Saturno. En el centro del núcleo existe una fuente de ondas de radiofrecuencia (Sagitario A), muy luminosa y de estructura muy complicada. Las zonas situadas por encima y por debajo del disco galáctico están también ocupadas pr múltiples estrellas, sí bien su número es inferior y decrece a medida que aumenta la distancia respecto del centro galáctico. Estas estrellas forman una región aproximadamente esférica conocida con el nombre de halo. La Vía Láctea contiene unos 100.000 millones de estrellas, entre las cuales destaca el Sol, situado en las proximidades del plano central y que dista del centro de la galaxia una distancia equivalente a 2/7 del diámetro.

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Esta posición relativa respecto del plano galáctico justifica el hecho de que al observar el cielo en la dirección de éste se aprecie una gran aglomeración de estrellas, conocida popularmente con el nombre de Vía Láctea o Camino de Santiago. Por los mismos motivos, al observar zonas situadas en dirección perpendicular al plano galáctico el número de estrellas es notablemente menor. Tradicionalmente, cuando se habla de la Vía Láctea, se hace referencia a la banda nebulosa de luz que atraviesa el cielo nocturno. El astrónomo italiano Calileo (564-1642) fue el primero en observar la Vía Láctea con un telescopio. Y apreció que estaba compuesta de incontables estrellas tenues. Durante los tres siguientes siglos los astrónomos llegaron a comprender que esta vaga línea de luz es nuestra visión de nuestra propia galaxia. La razón de que la veamos tan diferente de las otras galaxias es que la estamos viendo desde dentro.

La Vía Láctea es una galaxia espiral, y, por consiguiente, relativamente plana y en forma de disco. Si miramos a lo largo del plano del disco, vemos muchas más estrellas que si lo hacemos de costado. Sin embargo, el Sol no se halla en el centro de la Vía Láctea sino que está localizado en uno de sus brazos espirales. El centro de la galaxia se sitúa en la dirección de la constelación conocida como Sagitario, nominándose los brazos espirales según las constelaciones (patrones de las estrellas) a través de las que pasan.

Aun cuando la galaxia se formara hace entre lO y 15 billones de años, el Sol se formó en un brazo espiral hace sólo unos 4,5 billones de años, y desde entonces ha estado en órbita alrededor del centro de la Vía Láctea. Ha completado aproximadamente 21 órbitas y actualmente está situado en el borde de salida del brazo de Orión. Tal como su nombre lo indica, este es el brazo que contiene mayor número de estrellas en la constelación de Orión. Un reciente trabajo sobre cartografla de la galaxia ha sugerido que en realidad Orión quizá no sea un brazo espiral completo sino, simplemente, un brote que conecta el brazo de Sagitario con el de Perseo. Si tal es el caso, nuestra ubicación quedaría más correctamente situada como denrro del puente o espuela de Orión. El brazo de Sagitario cae entre nosotros y el centro galáctico, mientras que el brazo de Perseo se arrolla fuera del Sol.

En sí, el centro galáctico es un lugar de considerable misterio.

Está envuelto en nubes de polvo y gas que bloquean una clara visión de lo que contiene. La luz visible no puede penetrar estas nubes, contando los astrónomos con observaciones a otras longitudes de onda de radiación electromagnética que se pueden propagar a través de las nubes de polvo. Una de las fuentes más brillantes de radioemisión en el cielo proviene de un objeto conocido como Sagitario A. Se extiende éste por el centro galáctico, creyendo muchos astrónomos que se trata de un objeto exótico conocido como agujero negro.

A no dudarlo, la Vía Láctea es una galaxia espiral. Sin embargo, sigue siendo discutible a qué tipo de galaxia espiral corresponde. Durante mucho tiempo se Creyó que era una galaxia espiral estándar. Pero podría haber allí una pequeña barra que uniese el núcleo a los braxos espirales, por lo que la Vía Lácttea seria una galaxia espiral barrada. Otra interesante caracteristica de la forma de nuestra galaxia es que el disco de estrellas no es plano, sino deforme.

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Al igual que muchas galaxias grandes la Vía Láctea posee un número de galaxias más pequeñas que orbitan en su redor. Las Nubes de Magallanes son dos galaxias satélite irregulares, habiendo incluso cierta cantidad de galaxias enanas, más pequeñas capturadas por su influencia gravitacional. Más allá de Su influencia aplastante la galaxia está gravitacionalmenie vinculada a otras en una asociación de galaxias conocida como Grupo Local. Éste contiene 21 miembros conocidos, de los cuales tres son galaxias espirales (la Vía láctea, Andrómeda y M33). EI resto de las galaxias del Grupo Local son elípticas --incluyendo la gigante elíptica Mafei I-- y enanas.

      • INTERACIÓN DE LAS GALAXIAS

Las galaxias de un cúmulo están constantemente en movimiento (debido a la fuerza gravitacional mutua entre ellas y sus vecinas), por lo que cada tanto, quizá una vez cada muchos millones de años, pasan tan cercanas entre sí que pueden producirse dramáticas interacciones. Si las dos galaxias son de masas similares, los resultados de la interacción son muy diferentes de los producidos cuando una galaxia es mucho más grande que la otra. La proximidad de las galaxias también afecta al resultado final. Algunas galaxias se evitan entre sí, haciendo sentir su presencia desde cierta distancia, mientras que otras se precipitan a la vez, uniéndose.

Si dos galaxias espirales de masa similar se acercan una a otra, a medida que lo hacen en mayor grado comienzan perturbar entre sí su contenido estelar; impulsan simultáneamente a las estrellas de la otra de sus órbitas perdiendo lentamente las galaxias sus patrones espirales. Algunas de estas estrellas son impulsadas fuera de las galaxias, extendiéndose en largas «colas» a través del espacio intergaláctico. Otras estrellas son desaceleradas y comienzan a caer hacia el centro de masa de las dos galaxias. Si las galaxias pasan suficientemente cerca, se unen y comienzan a ser una. Cuando las galaxias colisionan de este modo, las estrellas que contienen no se tocan en realidad entre sí: los espacios entre estrellas son tan grandes que las posibilidades de colisión, incluso en una unión galáctica, son en verdad mínimos.

Si dos galaxias en colisión son de un tamaño muy desigual, entonces una resulta altamente perturbada y la otra permanece intacta. Si una pequeña y compacta galaxia pasa cerca de una grande espiral, la espiral resulta relativamente afectada, mientras que la pequeña y compacta es alterada radicalmente. Sin embargo, si la galaxia compacta pasa realmente a través de la espiral, provoca que ésta adquiera la forma de un anillo.

El efecto de las interacciones galácticas sobre las nubes de gas que contienen las galaxias es algo diferente. Muy a menudo las nuevas fuerzas gravitacionales que actúan sobre las nubes accionan los colapsos que conducen a una explosión de formación de estrellas extremadamente vigorosa, un fenómeno conocido como explosión de estrellas.

Un buen ejemplo es la galaxia denominada M82, que ha sido perturbada gravitacionalmente por la gran galaxia espiral cercana M82. Aun cuando la galaxia más pequeña ha sido significativamente deformada, está experimentando un rápido encuentro de formación de estrellas cerca de su centro.

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Cuando las galaxias se unen, son despojadas del polvo y el gas que construye nuevas estrellas. Los sistemas fusionados no son, en consecuencia, capaces de generar nuevas estrellas. Los movimientos de las estrellas también resultan perturbados, de manera que llega a ser imposible para ellas instalarse dcntro de un régimen ordenado necesario para un disco galáctico. La naturaleza aleatoria de las órbitas tiende a hacer elípticas a las galaxias resultantes. El que sea esférico o elíptico depende de lo aleatorias que sean las órbitas. Si las inclinaciones de las órbitas son totalmente aleatorias, el sistema galáctico es una esfera; si hay tendencia a una inclinación orbital, la galaxia tiene forma oval.

    • Sistema solar:

Agrupación formada por una estrella (el Sol) y los planetas y demás cuerpos que orbitan a su alrededor. El sistema solar, con un radio de unas 100.000 ua, está formado por un cuerpo central (el Sol, que supone un 99,85% de la masa total) y diversos cuerpos que giran a su alrededor (los planetas y sus satélites, los asteroides, los cometas, los meteoritos, la materia interplanetaria, etc.). La materia que forma el sistema, que se puede considerar reunida casi en su totalidad en una región de unas 50 ua de radio, se presenta en tres formas fundamentales: La rocosa (constituida básicamente por silicio, magnesio y hierro), la gaseosa (formada por hidrógeno y gases nobles que apenas se condensan) y la de los hielos (compuesta por agua, metano y amoníaco). El sistema solar posee diversas propiedades, tales como sus órbitas (casi circulares y todas muy próximas al plano de simetría del sistema), el movimiento directo de los planetas (es decir, en sentido contrario a las agujas del reloj), la rotación directa de los planetas alrededor de su eje de giro y la reducción de las densidades planetarias desde el centro del sistema hacia sus confines. Las técnicas de simulación mediante ordenador, utilizadas en la actualidad para el estudio de los fenómenos de formación y evolución de los cuerpos celestes, han permitido establecer una teoría relativa al origen del propio sistema solar, de los planetas que lo forman y de los satélites que orbitan a su alrededor. En cierta medida, esta teoría confirma la hipótesis nebular formulada por I. Kant, según la cual el sistema solar se habría formado gracias a un proceso de contracción de una nebulosa primitiva en rotación, probablemente gracias a la onda de choque de una supernova que habría explotado en sus proximidades (enriqueciendo además dicha nube con elementos pesados). La simulación permite justificar la formación, en ciertas circunstancias, de una zona de condensación central (que habría dado lugar al Sol) y de un disco restante cuya posterior fragmentación sería responsable de la formación de los planetas. Los granos de materia formados habrían seguido un proceso de aglomeración (teoría de los planetesimales), hasta dar lugar a los cuerpos que conocemos en la actualidad. La condensación se inició por los fragmentos rocosos y continuó por los hielos. Este proceso dio lugar también a la formación de las atmósferas primitivas. La gran actividad del Sol en formación hizo que las atmósferas iniciales fueran arrasadas y dejasen a los planetas desprotegidos y sometidos a un intenso bombardeo cometario.

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Los planetas interiores regeneraron sus atmósferas (salvo Mercurio, que carece de ella) mediante los procesos volcánicos que tuvieron lugar durante la contracción que se produjo en su enfriamiento. Por el contrario, los exteriores, apenas afectados por la actividad solar, retuvieron la atmósfera inicial; por su parte, Plutón y los satélites perdieron el hidrógeno y el helio por estar sometidos a una menor atracción gravitatoria, debido a su pequeño tamaño.

La Luna cambia de aspecto continuamente en el cielo terrestre en un intervalo de 29,5 días; la duración del mes (calendario) se ha establecido por el tiempo que la Luna demora en completar su ciclo alrededor de la Tierra.

El cambio de aspecto lunar se debe a las variaciones de su superficie iluminada por el Sol. Cuando el disco lunar se halla en las cercanías del disco solar sólo brilla un pequeño sector de la Luna; éste irá ampliándose a medida que transcurran los días y se aleje del Sol. Cuando el Sol se ponga y simultáneamente aparezca la Luna, se habrá completado el brillo de todo el disco lunar; entonces se dice que es Luna Llena. Posteriormente, se podrá observar que la sección brillante del disco irá disminuyendo de tamaño y cambiando de forma a medida que se vaya acercando nuevamente al Sol hasta que, en sus cercanías, prácticamente desaparece de la visión (Luna Nueva). De este modo se repite una rutina de transformaciones denominada ciclo de las fases lunares.

Se trata de un cuerpo sólido de forma esférica, con un diámetro de unos 3.400 km (una cuarta parte del diámetro terrestre) y con una densidad similar a la de las capas externas de la corteza de la Tierra.

A simple vista, en su superficie se distinguen zonas claras y otras oscuras; con binoculares (o con un pequeño telescopio), las regiones oscuras se ven lisas y sugieren haber sido cubiertas por material volcánico, hoy ya solidificado. Las zonas claras, en cambio, aparecen cubiertas casi en su totalidad por cráteres de impacto. Se aprecian cráteres de gran variedad de tamaños, inclusive unos superpuestos sobre otros, en número realmente enorme. Uno de los mayores es el bautizado Clavius, de 200 km de diámetro; sin embargo, los más frecuentes son de unos 20 km a 30 km de diámetro. Una consecuencia de la ausencia de erosión en la Luna, es que los cráteres se conservan tal como cuando se formaron.

También hay cadenas de montañas, algunas bastante elevadas (como las terrestres) que se ubican hacia los bordes exteriores de las zonas planas (llamadas marias).

El color del suelo lunar depende mucho del ángulo de incidencia de los rayos solares sobre su superficie. En realidad, la Luna es bastante oscura según ha sido confirmado por los astronautas, además de las imágenes recogidas por las diferentes naves que la sobrevolaron. Objetivamente, el color de la Luna es de un amarillo oscuro, similar al de la arena húmeda; el hecho de que la veamos a simple vista tan clara y brillante, se debe sólo al contraste de su brillo con el fondo oscuro del cielo que la rodea. La mayoría de las piedras lunares recogidas por los astronautas son negras, aunque se han percibido otras de color amarillo y también marrones.

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Las piedras lunares son tanto o más viejas que las rocas terrestres: alcanzan una edad cercana a los 4 mil millones de años. Respecto a su naturaleza, el estudio de sus piedras indica diferencias notables respecto de la composición de las muestras terrestres.

La Luna no posee atmósfera. Una consecuencia llamativa de ello es que la línea que separa en su superficie la región iluminada de la oscura (llamada terminador) es perfectamente nítida (así se aprecia desde la Tierra). Si tuviera atmósfera el terminador sería borroso, y mostraría un ligero resplandor como el que se observa en los crepúsculos terrestres.

La ausencia de una atmósfera en la Luna es consecuencia de que su masa es menor que la terrestre, y en consecuencia su atracción gravitatoria no tiene suficiente fuerza para retener una atmósfera; si alguna vez existió una atmósfera en la Luna, hace muchísimo tiempo que se disipó en el espacio.

Dos de los movimientos principales de la Luna son: su giro alrededor de la Tierra (traslación lunar); y la rotación sobre sí misma (rotación lunar), con la particularidad de que ambos cumple en aproximadamente el mismo intervalo de tiempo. Como consecuencia, la Luna presenta siempre la misma porción de superficie mirando a la Tierra, de tal manera que la otra cara permanece permanentemente invisible para un observador en cualquier lugar de la Tierra. Por último, el tercer movimiento de la Luna es el que realiza alrededor del Sol, acompañando la traslación de la Tierra (el año lunar coincide, aproximadamente, con el año terrestre).

La Luna ejerce una continua influencia física sobre nuestro planeta: un ejemplo conocido es el fenómeno de las mareas; esto es, la fuerza de atracciónn gravitatoria lunar produce una leve deformación en la superficie terrrestre, la cual se evidencia por el flujo y reflujo continuo en las aguas de los océanos y mares de la Tierra.

Para un observador ubicado en cierto lugar de la Tierra se observará una marea máxima (pleamar); cuando la Luna alcance su posición más alta sobre el horizonte. Unas seis horas más tarde se verá una marea mínima (bajamar). La misma pleamar se observará cuando la Luna se halle invisible desde el mismo sitio, ubicada en el punto más bajo por debajo del horizonte (esto sucederá en algo más de 12 horas después de la pleamar anterior). Como resultado final, en el transcurso de un poco más de un día, se tendrá siempre dos mareas máximas y dos mínimas.

Otra acción de las mareas es la variación a largo plazo de la distancia media entre la Tierra y la Luna. Este fenómeno es consecuencia del principio de acción y reacción: la Tierra reacciona al freno impuesto por las mareas lunares, impulsando a la Luna hacia adelante y, por lo tanto, provocando un ensanchamiento gradual de su órbita.

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Al respecto, los astronautas de las misiones APOLO dejaron en la superficie de la Luna varias configuraciones de espejitos que reflejan la luz de brevísimos impulsos láser enviados desde observatorios terrestres. El tiempo de ida y vuelta, multiplicado por la velocidad de la luz, da como resultado la distancia entre el aparato láser y los espejitos de la Luna. Estas mediciones se efectúan desde hace casi 20 años, lo que ha permitido comprobar que la órbita lunar se "ensancha" unos 3 cm por año.

      • Origen y evolucion del Sistema Solar

Hay dos grupos de teorías que intentan explicar su origen. Son las hipótesis de fragmentación y las hipótesis de condensación o teorías nebulares.

*Las teorías de fragmentación o hipótesis catastróficas.

Parten casi todas de una catástrofe, el choque o el paso muy cercano de dos estrella. Hoy en día, estas teorías están en total desuso porque se considera que tanto el choque de dos estrellas como un acercamiento importante entre las mismas es altamente improbable.

En el s. XVIII algunos científicos como Buffon sugirieron que el origen del sistema solar se debía al choque de una estrella con el sol: el desprendimiento de un material que se producía en esta gran colisión originaría los planetas. Otros científicos piensan que nunca llegó a producirse tal choque, sino simplemente un gran acercamiento entre el sol y la estrella. La fuerza de la gravedad sería la encargada de sustraer material, dentro del sol como de la estrella, material que, tras su desplazamiento, no retornó a su ligar de origen, sino que se quedó girando alrededor del sol y originó posteriormente los planetas.

El conocimiento de la existencia de estrellas binarias o dobles en el universo hizo pensar a Hoyle, ya en nuestro siglo, que el sol podría haber sido la estrella binaria de otra. Según esta hipótesis, el origen del sistema solar se explicaría por la explosión de esta imaginaria estrella; el material de la misma habría originado los planetas.

*Las teorías nebulares.

Comienzan a formularse en el s.XVIII. Kant y Laplace sustentan que el sistema solar se originó a partir de una nube de partículas. Ésta, al comenzar a girar, concentró una parte de la materia en el centro y expulsó el resto hacia el exterior. A partir de esta materia externa se originarían los planetas.

Entre los años 1944 y 1950, los científicos Weizsäzker y Kuiper propusieron la denominada teoría planetesimal, denominada así porque en ellas las partículas de la primitiva nube o nebulosa reciben el nombre de planetésimo o fragmentos de planetas.

Esta teoría relata la formación del sistema solar de la siguiente manera:

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Hace unos 5000 millones de años, una nebulosa comenzó a contraerse y a originar concentraciones de materia o glóbulos. Los choques que se produjeron entre los átomos de hidrógeno, en el centro de la nebulosa, dieron lugar a reacciones nucleares, las cuales originaron una enorme cantidad de energía: es el comienzo del Sol. La radiación del Sol, situado en el centro de la nebulosa, propició la vaporización del resto de ésta. El giro de la nebulosa formó un disco aplanado. La nebulosa fue enfriándose y condensándose en partículas de pequeño tamaño (planetésimos), y después en planetoides más grandes.

Los elementos ligeros se condensaron en las zonas más frías, que estaban en el exterior del disco y que dieron lugar a los planetas exteriores. Los planetas interiores o terrestres se calentaron debido a los choques de los planetésimos, se fundieron y se diferenciaron por densidades. Así se originaron un núcleo metálico, una envoltura de rocas y una atmósfera. Posteriormente los planetas se enfriaron. En el espacio aún existen planetoides, que chocan con los planetas y producen en ellos innumerables cráteres, o que son capturados gravitacionalemente y se convierten en satélites. Los planetas que se iban diferenciando por densidades iban creando una atmósfera con los gases liberados, que sólo era retenida en aquellos planetas que tenían una gravedad importante.

    • Los Asteroides

El Sistema Solar aún contiene otros cuerpos, en general más pequeños que los planetas o sus lunas: se trata de los asteroides o pequeños planetas. En el siglo XVIII, cuando todavía el Sistema Solar terminaba en Saturno, se consideraba válida una expresión matemática que señalaba una relación entre el orden de cada planeta respecto del Sol y su distancia al mismo. Cuando el planeta Urano fue descubierto, su ubicación en el Sistema Solar resultaba de acuerdo con lo establecido en esa regla (ley de Bode).

De esa ley podía deducirse además que debía existir algún astro entre Marte y Júpiter, aunque allí no se había observado ninguno. La incógnita se mantuvo hasta la noche del 1 de enero de 1801, cuando el astrónomo italiano Piazzi descubrió con un rudimentario telescopio un nuevo cuerpo en esa región, al que llamó Ceres; luego se determinó que se trata de una pequeño planeta más o menos esférico de unos 1.000 km de diámetro. Se había cumplido una vez más la ley de Bode.Sucedió entonces que, en 1802, se descubrió otro en la misma zona, Pallas; luego, en 1804, otro más: Juno. La cuenta se engrosó en 1807, cuando fue hallado otro planetita: Vesta; el siguiente en el orden de descubrimiento fue Astrae, ya en 1845.

Todos los que fueron encontrándose resultaron mucho más pequeños que Ceres: Pallas (490 km), Vesta (400 km); y Juno (190 km); el resto tiene dimensiones desde unas pocas decenas de kilómetros a cientos de metros, o quizás menos. Actualmente, Hator es el más pequeño conocido: 500 m. En razón de sus reducidas dimensiones se los denominó "pequeños planetas" y como, al ser observados telescópicamente, tienen una apariencia estelar, se los designó asteroides, que literalmente significa "con forma de estrella".

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Únicamente son esféricos aquellos asteroides de mayores dimensiones; el resto tiene formas bastantes irregulares. En particular, Héctor tiene forma de reloj de arena (tal vez sean dos cuerpos unidos en uno solo).

Se ha estimado que la masa de todos los asteroides juntos sería de apenas el 1% de la masa de la Tierra. Las observaciones indican que sus superficies son rugosas y, en algunos casos, con diferentes clases de asimetrías detectadas mediante las variaciones irregulares de sus brillos.

Se conocen las órbitas de alrededor de 15.000 asteroides. Se descubren, sin embargo, muchos miles más mediante largas exposiciones fotográficas, pero nose tienen datos suficientes para calcular las trayectorias de todos ellos.

Si bien la mayoría de los asteroides se encuentran entre Marte y Júpiter, se hallaron otros ubicados en lugares alejados de esa zona del Sistema Solar. El planetita Hidalgo se acerca bastante a Saturno, y Cirón, por su parte, gira en órbita entre Saturno y Urano. Otros asteroides, pasan muy cerca del Sol (se los llama objetos Apolo) y algunos de ellos tienen órbitas tales que en su rotación alrededor del Sol se aproximan a la Tierra. Otros, en cambio, se alejan tanto como Neptuno y Plutón.

Júpiter ejerce una fuerte influencia gravitatoria sobre los asteroides; puede decirse que algunos han sido "capturados" por la gravedad de Júpiter. Se ha observado que unos 20 planetitas están ubicados a la misma distancia del Sol que Júpiter, con períodos de traslación semejantes al de ese planeta; se los llamó Troyanos, y los nombres individuales de los objetos que forman este grupo recuerdan a los héroes griegos mencionados por Homero en la Ilíada y la Odisea. Los asteroides Troyanos se ubican en uno de los vértices de un triángulo equilátero con vértices en el Sol y Júpiter.

Si no existiera la influencia gravitatoria de los grandes planetas (fundamentalmente Saturno y Júpiter) sobre las órbitas de los asteroides, las trayectorias de los planetitas tendrían que encontrarse, después de cierto tiempo, en el mismo lugar del espacio. Pero esa situación no se produce, justamente por efecto de esas perturbaciones gravitaciones, las cuales continuamente modifican sus órbitas.

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Los astrónomos han agrupado a los asteroides en conjuntos llamados familias, cuyos miembros tienen órbitas semejantes. Esta situación puede brindar una pista sobre el origen de los asteroides, ya que el hecho de que muchos de ellos tengan aproximadamente la misma órbita podría ser debido a la fragmentación natural de un cuerpo planetario más grande, o quizás a que están relacionados entre sí por algún otro origen común.

    • Los Cometas

Estos astros aparecen repentinamente y sólo algunos pocos son visibles a simple vista mostrando colas notables y llamativas. El más famoso de todos es el cometa Halley, que aparece cada 76 años. Este cometa lleva su nombre por el astrónomo E. Halley, quien pudo verificar que sus apariciones eran periódicas a partir de registros de observación anteriores; Halley había observado "su" cometa en 1682 y predijo su retorno para 1758.

Ha sido posible determinar que la observación más antigua conocida del cometa Halley es del año 467 AC. Su último pasaje por las cercanías del Sol se produjo en febrero de 1986 y el próximo se producirá en el año 2062.

Todos los cometas forman parte del Sistema Solar, y algunos de ellos describen órbitas elípticas tan elongadas que sus períodos de revolución son muy largos: decenas o cientos de años.

Cada año se observan de una a dos docenas de cometas pasando por las cercanías del Sol; sin embargo, aún en esas condiciones de proximidad, sólo ocasionalmente un cometa llega a ser tan brillante como para ser observado a simple vista, sin la ayuda de un telescopio.

Un cometa está constituido de una región brillante y pequeña, de unos pocos kilómetros de diámetro, denominada "cabeza del cometa". En ella se halla una zona central (núcleo); que contiene elementos congelados, entre los cuales el más abundante parece ser hielo (de agua), dióxido de carbono y monóxido de carbono, y quizás algo de metano y amoníaco.Distribuidas entre las moléculas de la cabeza del cometa hay partículas de polvo, y por esta razón se dice que el núcleo es una bola sucia de hielo.A grandes distancias del Sol el cometa se halla inactivo y sólo refleja la luz solar; pero cuando en su trayectoria se aproxima al Sol, el material del núcleo se calienta y es disociado por la radiación solar.

De modo espectacular, de la cabellera emergen, empujadas por la intensa radiación solar, dos "colas" tenues y brillantes: una de gas y otra de polvo, extendiéndose millones de kilómetros. Los astrónomos sugieren que los cometas retienen, en forma de hielo y polvo, la composición de la nebulosa primitiva con que se formó el Sistema Solar y de la cual se condensaron luego los planetas y sus lunas. Por esta razón el estudio de los cometas puede dar indicios de las características de aquella nube primordial.

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    • Meteoros

En las noches claras se observa que en forma repentina un punto evemente brillante del cielo se desplaza rápidamente; en pocos segundos desaparece de la visión: son las llamadas estrellas fugaces o meteoros.

Se trata de partículas de polvo de muy pequeño tamaño que al penetrar en la atmósfera terrestre, se queman rápidamente por el roce con os gases de la misma, lo que sucede a una altura entre 60 y 120 km. Algunos meteoros, aquellos de mayores imensiones y pesos apreciables, son más brillantes y llegan a describir más largas trayectorias, mostrándose por más tiempo. En una noche despejada y alejado de la iluminación de las ciudades se pueden observar una media docena por hora. Al final de la noche se alcanzan a ver más meteoros que al comienzo, pero hay épocas del año en que desde un cierto lugar de la Tierra, el cielo se llena de meteoros formando verdaderas "lluvias de estrellas fugaces", las que suelen durar unas horas o bien unos días. Por un efecto de perspectiva, para el observador terrestre, todos los meteoros de una lluvia parecen emerger de un único sitio del cielo, llamado "punto radiante".

Las lluvias de meteoros reciben el nombre de la constelación donde aparece el mencionado punto radiante. Por ejemplo, las Leónidas es una lluvia de estrellas que ocurre hacia la constelación de Leo; este fenómeno aparece todos los años en la misma fecha, a mediados de Noviembre, aunque resulta particularmente abundante en meteoros cada 33 años. El 13 de noviembre de 1833 se produjo una de las lluvias más espectaculares de la época moderna: se observó unas 200.000 estrellas fugaces por hora.

Se ha acumulado evidencia de que estas lluvias se vinculan con los restos de cometas. Es decir, al aproximarse los cometas al Sol se han desintegrado, dejando parte de su polvo en forma de una tenue nube de partículas.

Ese polvo describe una trayectoria alrededor del Sol de la misma manera que los planetas, y por lo tanto también se lo considera miembro del Sistema Solar. Cuando la Tierra atraviesa la región de la nube de polvo, las partículas caen en la atmósfera provocando esa enorme cantidad de estrellas fugaces. Debido al movimiento periódico de la Tierra alrededor del Sol, el encuentro con la nube y las consecuentes lluvias de estrellas, suceden aproximadamente en la misma fecha de cada año.

Por otra parte, en raras ocasiones, al penetrar en la atmósfera y antes de impactar contra el suelo, también se observa que los meteoros explotan y resultan tan brillantes como, por ejemplo, la Luna Llena. En oportunidades, si son espectacularmente brillantes, se los puede ver durante el día; a veces aparece un meteoro que en su trayectoria en el cielo deja una estela brillante y que al desintegrarse puede producir fuertes ruidos: cuando sucede un fenómeno como éste, a dicho meteoro se lo denomina bólido. Si además los meteoros son lo suficientemente grandes, antes de quemarse totalmente atravesando la atmósfera pueden llegar a impactar la superficie terrestre: entonces se los denomina meteoritos.

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Si se trata de rocas de grandes dimensiones (fragmentos de asteroides o núcleos de cometas), en el choque pueden producir un cráter de impacto. Algunos de éstos cráteres se pueden advertir en la superficie terrestre, aunque muy afectados por la erosión. Se conocen unos 160 cráteres en toda la tierra. Se puede mencionar, como ejemplo, que en el año 1908 un meteoro aparentemente de grandes dimensiones produjo daños considerables en una extensa región deshabitada de Siberia (Rusia). En Arizona (USA) se halla un cráter de unos 1.200 m de diámetro y profundidad de 175 m, posiblemente producido por el choque de un trozo de asteroide, hace 50.000 años.Se ha estimado que el diámetro de un crater producido por un meteoro es alrededor de 10 veces el diámetro del meteoro que impacta.

Los meteoritos recogidos en la superficie terrestre son de los tipos: rocosos y metálicos. Los rocosos (más abundantes) son difíciles de reconocer por su similitud con las piedras terrestres, y por lo tanto deben ser recogidos inmediatamente a su caída. Por su parte, los metálicos, al estar constituidos por hierro en un grado de extrema pureza, resultan más fáciles de identificar. Son relativamente fáciles de ubicar en los desiertos, ventisqueros y regiones polares.

Es posible determinar la edad de los meteoritos por métodos radioactivos de datación, encontrándose que es de unos 4.500 millones de años; una edad similar a la de la Tierra y a la de las rocas lunares. Por lo tanto, se estima que los meteoritos son, cuerpos que se formaron al mismo tiempo que el Sol y su sistema planetario.

Pero en el cielo nocturno todavía hay otros fenómenos involucrados con el polvo meteorítico presente en el camino de la Tierra alrededor del Sol.

Un fenómeno interesante se observa desde lugares donde la luz artificial no moleste la visión; se percibe, sobre la dirección en que se mueve el Sol y poco antes de su salida (o poco después de su puesta) una banda luminosa denominada luz zodiacal.

La luz zodiacal (ques e observa en la región del Zodíaco) se produce como resultado del reflejo de la luz solar en las partículas de polvo que se encuentran esparcidas entre el Sol y nuestro planeta. La alta densidad de polvo y la capacidad de reflexión del mismo hacen que ese reflejo sea observable, bajo ciertas condiciones, desde la superficie de la Tierra

    • Eclipses

Un eclipse es el oscurecimiento de un cuerpo celeste producido por otro cuerpo celeste. Hay dos clases de eclipses que implican a la Tierra: los de la Luna, o eclipses lunares, y los del Sol, o eclipses solares. Un eclipse lunar tiene lugar cuando la Tierra se encuentra entre el Sol y la Luna y su sombra oscurece la Luna. El eclipse solar se produce cuando la Luna se encuentra entre el Sol y la Tierra y su sombra se proyecta sobre la superficie terrestre. Los tránsitos y ocultaciones son fenómenos astronómicos similares pero no tan espectaculares como los eclipses debido al pequeño tamaño de los cuerpos celestes que se interponen entre la Tierra y un astro brillante.

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      • Eclipse de Luna

Iluminada por el Sol, la Tierra proyecta una sombra alargada en forma de cono en el espacio. En cualquier punto de este cono la luz del Sol está completamente oscurecida. Rodeando este cono de sombra, llamado umbra, se encuentra un área de sombra parcial, llamada penumbra. La longitud media aproximada del cono de sombra es de 1.379.200 km; a una distancia de 384.600 km, la distancia media entre la Luna y la Tierra, tiene un diámetro de 9.170 km aproximadamente.Un eclipse de Luna total tiene lugar cuando la Luna penetra totalmente en el cono de sombra. Si penetra directamente en el centro, se oscurecerá alrededor de 2 horas; si no penetra en el centro, el periodo de fase total es menor, y si la Luna se mueve solamente por el límite del cono de sombra su oscuridad puede durar sólo un instante.El eclipse de Luna parcial tiene lugar cuando solamente una parte de la Luna penetra en el cono de sombra y se oscurece. La extensión del eclipse parcial puede fluctuar desde una fase casi total, cuando la mayor parte de la Luna se oscurece, a un eclipse menor cuando sólo se ve una pequeña zona de sombra de la Tierra al pasar la Luna. Históricamente, el primer indicio que se tuvo del perfil de la Tierra fue al ver su sombra circular pasando a través de la cara de la Luna.Antes de penetrar la Luna en el cono de sombra, tanto en el eclipse total como en el parcial, está dentro de la zona de penumbra y su superficie se va haciendo visiblemente más oscura. La parte que penetra en el cono de sombra aparece casi negra, pero durante el eclipse total el disco lunar no está totalmente oscuro, sino que permanece ligeramente iluminado con una luz rojiza: los rayos solares son refractados por la atmósfera terrestre y penetran en el cono de sombra. Si se produce un eclipse lunar cuando la Tierra está cubierta con una densa capa de nubes, éstas impiden la refracción de la luz; en esa situación la superficie de la Luna se hace invisible durante la fase total.

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      • Eclipse de Sol

La longitud de la sombra de la Luna varía de 367.000 a 379.800 km, y la distancia entre la Tierra y la Luna de 357.300 a 407.100 km. Los eclipses de Sol totales tienen lugar cuando la sombra de la Luna alcanza la Tierra. El diámetro de la sombra nunca es mayor de 268,7 km en el punto en el que toca la superficie de la Tierra de forma que el área en la que es visible un eclipse de Sol total nunca es más ancha que este diámetro y normalmente es bastante más estrecha. El ancho de la zona de penumbra, o área del eclipse parcial en la superficie de la Tierra , es de 4.800 km aproximadamente. En algún momento, cuando la Luna pasa entre la Tierra y el Sol, su sombra no alcanza la Tierra. En esos momentos tiene lugar un eclipse anular durante el que aparece un anillo brillante del disco solar alrededor del disco negro de la Luna.

La sombra de la Luna se mueve a través de la superficie terrestre en dirección este. Dado que la Tierra también gira en esta dirección, la velocidad a la que se desplaza la sombra de la Luna sobre la Tierra es igual a la velocidad de la Luna en su órbita, menos la velocidad de rotación de la Tierra. La velocidad de desplazamiento de la sombra en el ecuador es de 1.706 km/h aproximadamente; cerca de los polos, donde la velocidad de rotación es virtualmente cero, es de unos 3.380 km/h. La trayectoria de un eclipse de Sol total y el tiempo de su fase total se puede calcular a partir del tamaño de la sombra de la Luna y de su velocidad. La duración máxima de un eclipse de Sol total es de 7,5 minutos aproximadamente, pero estos eclipses son raros y sólo tienen lugar una vez cada varios miles de años. Un eclipse total, normalmente, se puede ver durante unos tres minutos desde un punto en el centro del recorrido de su fase total.

En áreas fuera de la banda barrida por la sombra de la Luna, pero dentro de la penumbra, tienen lugar eclipses parciales y el Sol sólo se oscurece parcialmente.

Al principio de un eclipse total, la Luna comienza a moverse a través del disco solar aproximadamente una hora antes de su fase total. La iluminación del Sol disminuye gradualmente y durante la fase total (o cerca de ella) declina a la intensidad del brillo de la luz de la Luna. Esta luz residual la produce en gran medida la corona del Sol, la parte más exterior de la atmósfera solar. Cuando la superficie del Sol se va estrechando hasta una pequeña franja, se hace visible la corona. Un momento antes de que el eclipse sea total, en esta franja destellan brillantes puntos de luz llamados perlas de Baily. Estos puntos son producidos por los rayos del Sol al atravesar los valles y las irregularidades de la superficie lunar. Las cuentas de Baily son también visibles en el momento que finaliza la fase total del eclipse (reaparición). Exactamente un momento antes, un momento después y algunas veces en la fase total se pueden ver estrechas bandas de sombras en movimiento sobre objetos en la superficie terrestre. El origen de estas bandas de sombra no es totalmente conocido pero se piensa que están producidas por la refracción irregular de la luz en la atmósfera terrestre. Antes y después de la fase total, un observador situado en una colina o en una aeronave puede ver la sombra de la Luna moviéndose en dirección este a través de la superficie de la Tierra como la sombra de una nube pasando rápidamente.

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      • Eclipse total de Sol

Durante un eclipse de Sol, la Luna se mueve entre el Sol y la Tierra. La luz de la parte exterior de la atmósfera solar, llamada corona, se hace visible durante un eclipse total de Sol. Éste tuvo lugar el 11 de julio de 1991 en La Paz, Baja California, México. La sombra de la Luna sobre la Tierra trazaba una fina banda, de más de 269 Km de ancho.

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      • Frecuencia de los eclipses

Si la órbita de la Tierra estuviera en el mismo plano que la órbita de la Luna, tendrían lugar dos eclipses totales durante cada mes lunar, un eclipse lunar por cada Luna llena, y un eclipse solar por cada Luna nueva. Sin embargo, las dos órbitas están inclinadas y, por tanto, los eclipses tienen lugar sólo cuando la Luna o el Sol están a algunos grados de los dos puntos, llamados nodos, donde se cruzan las órbitas.

Periódicamente, el Sol y la Luna vuelven a la misma posición relativa de uno de los nodos y como resultado de esto los eclipses se repiten a intervalos regulares. El tiempo del intervalo, llamado saros, es de un poco más de 6.585,3 días, unos 18 años y 11 días aproximadamente más 8 horas. Los saros, conocido desde la época de la antigua Babilonia, les corresponden casi exactamente a 19 pasos del Sol por el mismo nodo, 242 pasos de la Luna por el mismo nodo y a 223 meses lunares. La disparidad entre el número de pasos de la Luna y el número de meses lunares es el resultado del movimiento de los nodos en dirección oeste a razón de 19,5° por año. Un eclipse que se repite después del saros será una duplicación del primero, pero será visible 120° más al oeste en la superficie de la Tierra, debido al tercio de un día, incluido en el intervalo. Los eclipses lunares se reproducen 48 o 49 veces y los solares 68 o 75 antes de que ligeras diferencias en los movimientos del Sol y la Luna eliminen el eclipse.

Durante un saros tienen lugar, aproximadamente, 70 eclipses, 29 son de Luna y 41 de Sol; de estos últimos 19 suelen ser totales y 31 parciales. Como mínimo en un año pueden tener lugar 2 eclipses, como máximo 7, y una media de 4. En el siglo XX se habrán producido 375 eclipses: 228 de Sol y 147 de Luna.

      • Observación de los eclipses

Sólo durante un eclipse total de Sol se pueden analizar muchos problemas astronómicos. Entre ellos se encuentran el tamaño y la composición de la corona solar y la refracción de los rayos de luz al pasar cerca del Sol debido a su campo gravitatorio. El gran brillo del disco solar y la iluminación producida por el Sol de la atmósfera de la Tierra hacen imposible las observaciones de la corona solar excepto durante un eclipse solar. El coronógrafo, un telescopio fotográfico, permite la observación directa del borde del disco solar en todo momento. En la actualidad, las observaciones científicas sobre los eclipses solares son muy valiosas, especialmente cuando el recorrido del eclipse barre amplias superficies. Una red compleja de observatorios especiales puede proporcionar a los científicos datos que aumenten la información sobre cómo afectan a la atmósfera de la Tierra las pequeñas variaciones del Sol y mejorar así las predicciones de las erupciones solares.

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        • Estrella:

          • ¿Qué son?

Las estrellas son cada uno de los numerosos cuerpos celestes esencialmente análogos al Sol, que es uno de ellos, dotados de luz propia y aparentemente inmóviles, unos respecto de otros, en el firmamento. Debido a esto, los antiguos distinguieron bien las estrellas fijas o soles, de las estrellas errantes o planetas. Para localizarlas mejor, el hombre las ha agrupado en constelaciones.

  • Dimensiones.

Las estrellas tienen unas dimensiones tan reducidas respecto a las enormes distancias que las separan, que a pesar del volumen de sus masas, la primera impresión que se tiene del Universo es la de estar vacío. La distancia entre ellas se tiene que medir en años luz y en parsecs.

  • Movimiento.

Las estrellas no están en reposo; la observación ha demostrado que sus posiciones aparentes varían, las velocidades estelares medidas espectroscópicamente por el principio de Doppler-Fizeau son casi siempre enormes, y la estrella más rápida es la Flecha de Barnard, que tiene un desplazamiento aparente de más de 10 segundos por año. El conocimiento de sus distancias ha permitido traducir esas variaciones insignificantes en velocidades.

Respecto al tipo de movimiento de las estrellas, tienen movimiento de rotación, alrededor de sí mismas, y de traslación, en torno al centro de la Galaxia.

  • Brillan y emiten calor.

En una estrella, lo que provoca la emisión de luz y calor son las reacciones nucleares de fusión, que consisten en la unión de varios núcleos atómicos para formar un nuevo núcleo. Para esto se necesitan temperaturas muy elevadas, y en el caso de las estrellas, esta reacción se produce entre los isótopos del hidrógeno.

Con arreglo a su brillo, se clasifican en magnitudes, obteniendo las más brillantes los números más bajos. El ojo humano puede distinguir hasta de sexta magnitud, y con ayuda de aparatos se pueden llegar a distinguir hasta las de vigésima primera magnitud. La estrella más luminosa es la Dorada, y la menos luminosa es Wolf, 359, 40.000 veces menos que el Sol.

Al igual que la temperatura de un cuerpo incandescente, la de las estrellas puede deducirse de su color. Más preciso es el espectro luminoso. La actual clasificación de las clases espectrales es la de Harvard (tabla 1).

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Tabla 1:

TIPO ESPECTRAL

TEMPERATURA

SUPERFICIAL

COLOR

W

100.000 a 50.000ð C

Azul

O

40.000

Azul

B

20.000

Blanco azulado

A

11.000

Blanco

F

7.500

Blanco amarillento

G

6.000

Amarillo

K

4.200

Amarillo anaranjado

M

3.100

Anaranjado

R

3.000

Rojo anaranjado oscuro

N

3.000

Rojo anaranjado oscuro

S

2.000

Rojo

P

---

---

Q

---

---

  • Masa y densidad.

Las masas estelares no presentan las grandes discrepancias que ofrecen las luminosidades y los tamaños. La estrella Kuiper 60, por ejemplo, llega a alcanzar una densidad de 36.000.000. Tan tremendas densidades sólo son posibles porque las elevadas temperaturas que reinan en estas estrellas enanas han destruido las cortezas electrónicas de los átomos y han dejado libres sus núcleos y electrones, que así han podido aproximarse mucho más que en la materia terrestre.

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  • ¿Cómo son y de qué están hechas?

Una estrella es una masa gaseosa en la que actúan dos fuerzas, una atractiva, la gravitación, y otra expansiva, la presión de radiación, y ambas limitan la masa de la estrella. Para que la masa estelar no se desplome es preciso que en el centro de la estrella reinen temperaturas enormes, de millones de grados, que produzcan una presión capaz de contrarrestar el peso de las capas exteriores. Es obvio decir que en el centro de las estrellas han de existir presiones enormes.Las estrellas, tan distintas a los planetas, están integradas por los mismos elementos simples que hay en la Tierra y obedecen a las mismas leyes que nuestro planeta. El análisis espectral muestra que la composición química del Universo es uniforme. El elemento más abundante es el hidrógeno, que forma el 55% del total de su masa, seguido de un 44% de helio y el 1% restante corresponde a los demás elementos, distribuidos casi en las mismas proporciones que en la Tierra.

  • ¿Cómo es su vida?

Las estrellas se forman, emiten energía durante millones de años y finalmente se extinguen. Se cree que las estrellas se forman continuamente por concentración del gas y del polvo interestelar, y que comienzan a hacerse luminosas cuando la temperatura debida a la concentración ha alcanzado un valor suficiente. Mientras contienen abundancia de hidrógeno que convertir en helio, permanecen en la serie principal. A medida que el combustible termonuclear disminuye en el centro, las reacciones alcanzan los niveles más externos y la estrella aumenta de tamaño hasta convertirse en una gigante roja. A partir de este momento su volumen se reduce, pierde masa y acaba por convertirse en una enana blanca, que continúa brillando, principalmente por la energía liberada en la contracción gravitatoria, hasta que esa producción cesa, y la estrella se extingue. Algunas, sin embargo, sufren explosiones cataclísmicas que las rejuvenecen por algún tiempo.

  • El Sol, nuestra estrella.

-- El Sol se formó hace 5.000 millones de años.

--Ahora mismo está en la mitad de su vida.

-- Está a casi 150 millones de kilómetros de la Tierra.

--Tarda 25 días en realizar una rotación completa y 220 millones de años en completar su traslación alrededor de la galaxia.

--Es del tipo G, tiene color amarillo y una temperatura superficial alrededor de 6.000ð C. Su diámetro es de 1.393.000 Km

--Al final de su vida se convertirá en una enana blanca.

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Las estrellas son cuerpos gasesosos cuya existencia se debe al equilibrio entre la presión de radiación y las fuerzas gravitatorias. Para que se inicien las reacciones de fusión en el interior de una estrella, su masa debe ser superior a 0,05 veces la masa del Sol. Por encima de una masa 50 veces la masa solar, las estrellas pierden gran cantidad de materia ya que la presión de radiación supera a la atracción gravitatoria. Muchas estrellas forman parte de cúmulos estelares, y aproximadamente la mitad de las visibles pertenecen a sistemas binarios o múltiples. Las estrellas se clasifican, en función de su espectro, de acuerdo con los llamados tipos espectrales. La relación entre la luminosidad absoluta y el tipo espectral se representa gráficamente mediante el llamado diagrama HR o diagrama Hertzsprung-Russell. La masa inicial de una estrella determina su evolución posterior y su final. Así, si la masa se encuentra entre 0,1 y 1,4 masas solares, la estrella se convierte en enana blanca; si la masa es superior, la estrella pasa por el estadio de supernova y acaba como púlsar o, si el residuo es mucho mayor, como agujero negro. La clasificación de las estrellas se realiza atendiendo a diversos parámetros, ya sea de su constitución como de su posición en el cielo. Entre la infinitud de estrellas visibles destacan:

*Alcor Estrella poco brillante perteneciente a la Osa Mayor, que forma, junto con Mizar, un sistema doble visible a simple vista.

*Aldebarán Estrella a de la constelación de Tauro que, con una magnitud aparente de 1,1, es una de las más brillantes del cielo. También conocida como ojo o corazón del Toro, se encuentra a 53 años luz de la Tierra y tiene una luminosidad 90 veces superior a la del Sol.

*Algol Estrella b de la constelación de Perseo. Con un período de rotación de 69 horas, es un sistema doble que ofrece aspecto de variable, pero en realidad es una binaria eclipsante, es decir, sus variaciones periódicas de luminosidad se deben a la interposición mutua de sus componentes.

*Arturo Estrella a de Boyero, situada en la prolongación de la cola de la Osa Mayor. De tipo espectral K0 y magnitud visual 0,2, tiene un diámetro 22 veces superior al del Sol.

*Betelgeuse Estrella a de la constelación de Orión, la más brillante y roja, cuya magnitud oscila entre 0,2 y 0,9. Se trata de una variable semirregular, con un período de 2,07 días.

*Cabra Estrella más brillante de la constelación del Cochero, del tipo espectral G, y la cuarta del cielo por su luminosidad aparente de 0,2.

*Cabrillas Estrellas visibles del grupo de las Pléyades.

*Canícula Estrella más brillante del Can Mayor, llamada Sirio en la actualidad.

*Capella o Capela Estrella principal (a Aurigae) de la constelación del Cochero, de magnitud 1.

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*Cástor Estrella a de la constelación de Géminis. Es una estrella doble, con un período de 350 años, y sus componentes tienen magnitudes de 2 y 2,9, respectivamente.

*Deneb Estrella a de la constelación del Cisne. Es una supergigante, de magnitud 1,3, situada a 1.000 a.l. de la Tierra.

*Denébola Segunda estrella más importante (b) de la constelación de Leo, de magnitud 2.

*Espiga Estrella principal (sistema doble con un período de 4 días) de la constelación de Virgo. Situada a unos 160 a.l. de la Tierra, presenta una magnitud de 1,21 y pertenece al tipo espectral B2.

*Estrella Polar Estrella situada a menos de 1° del polo celeste boreal y que constituye una referencia útil para localizar la dirección del norte. En la actualidad es una estrella de magnitud 2 situada en la constelación de la Osa Menor (alpha Ursa Minoris). Sin embargo, a causa de la precesión, hacia el año 13.000 esta posición estará ocupada por la estrella Vega.

*Fomalhaut Estrella principal de la constelación del Pez Austral. Situada a 23 a.l., tiene una magnitud de 1,3 y pertenece a la clase espectral A3. Es visible desde el hemisferio norte en otoño.

*Markab Estrella a de la constelación de Perseo, perteneciente al tipo espectral A y cuya magnitud tiene un valor de 2,6.

*Menkar Estrella & aplha de la constelación de la Ballena, que tiene una magnitud 2 y forma una figura triangular con Aldebarán y Rigel.

*Mira Ceti Estrella de tipo espectral M, perteneciente a la constelación de la Ballena. Constituye el prototipo de las estrellas variables de largo período, con amplitudes y períodos irregulares.

*Mirach o Mirak Estrella de tipo espectral M y de magnitud 2,4, perteneciente a la constelación de Andrómeda.

*Mirfak Estrella a de la constelación de Perseo. Pertenece a la clase espectral F y tiene una magnitud de 1,9.

*Mizar Estrella (doble) zeta de la Osa Mayor, que junto con Alcor forma una pareja visible a simple vista. Pertenece al tipo espectral A y tiene una magnitud de 2,4. Está formada por dos componentes desiguales con una separación de 14,5°.

*Perla Estrella a de la constelación de la Corona Boreal, situada a 72 años luz de la Tierra. Posee una compañera que gira a su alrededor con un período de 17,4 días.

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*Pollux o Pólux Estrella perteneciente a la constelación de Géminis, situada a 35 años luz, con una magnitud de 1,2 y una luminosidad unas 34 veces mayor que la del Sol.

*Proción Estrella a de la constelación del Can Menor, situada a 11 años luz de la Tierra y perteneciente al tipo espectral F. Con una magnitud de 0,5, presenta un movimiento propio notable (1,25" por año) y forma un sistema binario con una compañera de magnitud 13,5.

*Régulo Estrella a de la constelación de Leo, situada a 67 años luz de la Tierra. Tiene una magnitud de 1,3 y pertenece al tipo espectral B.

*Rigel Estrella b de la constelación de Orión, situada a 540 años luz de la Tierra. Tiene una magnitud de 0,34 y pertenece al tipo espectral B.

*RR Lira Estrella variable, prototipo de la clase de estrellas cefeidas pulsantes.

*Rukbah Estrella de magnitud 2,8 perteneciente a la constelación de Casiopea.

*Scheat Estrella b de la constelación de Pegaso, de magnitud 2,6 y perteneciente al tipo espectral M

*Schédir, Shédar o Shédir Estrella a de la constelación de Casiopea. Es una variable perteneciente al tipo espectral K, cuya magnitud oscila entre 2,1 y 2,6.

*Sirio Estrella a (Sirio A) del Can Mayor, la más brillante del cielo (magnitud 1,58). Pertenece al tipo espectral A y forma un sistema doble con otra estrella enana blanca (Sirio B), de período 50 años.

*Sirrah Estrella a de la constelación de Andrómeda, de magnitud 2,2 y perteneciente al tipo espectral A.

*Tolimán Estrella a de la constelación de Centauro. Se trata de un sistema doble, en que una de las componentes es muy semejante al Sol.

*Trapecio Estrella (q) múltiple de la constelación de Orión, cuyas cuatro componentes principales tienen magnitudes 6, 7, 7 y 7,5, inmersa en la Gran Nebulosa de Orión (M 42).

*Vega Estrella a de la constelación de la Lira, la más brillante del cielo boreal. Situada a 26 años luz de la Tierra, pertenece al tipo espectral A y tiene una magnitud de 0,14. Fue estrella polar hace 14.000 años y lo será nuevamente dentro de 12.000.

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        • Sol:

El Sol es la estrella más cercana a la Tierra, situada a una distancia media de 149,6 millones de km y perteneciente al tipo espectral G2. Tiene un diámetro de 1,4 millones de km y una masa 332.270 veces superior a la terrestre. Está formado esencialmente por hidrógeno (70 %) y helio (30 %) y presenta una densidad media de 1,4 g/cm3. En el núcleo central del Sol, donde se concentra el 60 % de su masa, se alcanza una temperatura de unos 15 millones de grados, suficiente como para que se verifiquen las reacciones termonucleares que generan la gran cantidad de energía que el astro emite constantemente. La energía generada se irradia hasta una distancia de 100.000 km de la superficie solar y llega hasta la fotosfera, que se encuentra a una temperatura de unos 6.000°. Dicha región está caracterizada por su aspecto moteado (granulación) y por la presencia de las manchas solares (con un período de 11 años), que permiten determinar el período de rotación del astro. Por encima de la fotosfera se encuentra la cromosfera, zona en la que la densidad decrece mientras que la temperatura alcanza los 50.000°. Por último está la corona solar, que se extiende por el medio interplanetario hasta diluirse progresivamente formando el viento solar, que determina los límites del sistema que rodea al Sol.

Sol, la estrella que, por el efecto gravitacional de su masa, domina el sistema planetario que incluye a la Tierra. Mediante la radiación de su energía electromagnética, aporta directa o indirectamente toda la energía que mantiene la vida en la Tierra, porque todo el alimento y el combustible proceden en última instancia de las plantas que utilizan la energía de la luz del Sol. A causa de su proximidad a la Tierra y como es una estrella típica, el Sol es un recurso extraordinario para el estudio de los fenómenos estelares. La estrella más cercana al Sol está a 4,3 años luz; para observar los rasgos de su superficie comparables a los que se pueden ver de forma habitual en el Sol, se necesitaría un telescopio de casi 30 Km de diámetro.

  • Historia de la observación científica.

Durante la mayor parte del tiempo que los seres humanos han estado sobre la Tierra, el Sol ha sido considerado un objeto de especial importancia. Muchas culturas antiguas adoraron al Sol y muchas más reconocieron su importancia en el ciclo de la vida. Aparte de su relevancia posicional para señalar, por ejemplo, solsticios, equinoccios y eclipses, el estudio cuantitativo del Sol data del descubrimiento de las manchas solares; el estudio de sus propiedades físicas no comenzó hasta mucho más tarde.

Los astrónomos chinos observaron manchas solares a simple vista ya en el año 200 a.C. pero en 1611, Galileo utilizó el telescopio, recién inventado, para observarlas de modo sistemático. El descubrimiento de Galileo significó el comienzo de una nueva aproximación al estudio del Sol, que pasó a ser considerado un cuerpo dinámico, en evolución, y sus propiedades y variaciones pudieron ser, por tanto, comprendidas científicamente.

El siguiente avance importante en el estudio del Sol se produjo en 1814 como resultado directo del invento del espectroscopio.

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El progreso en el conocimiento del Sol ha continuado gracias a la habilidad de los científicos para hacer observaciones nuevas o mejorar las anteriores. Entre los avances en instrumentos de observación que han influido de forma significativa en la física solar están el espectroheliógrafo, que mide el espectro de los rasgos solares individuales; el coronógrafo, que permite el estudio de la corona solar sin eclipses, y el magnetógrafo, mide la fuerza del campo magnético de la superficie solar.

El desarrollo de cohetes y satélites ha permitido a los científicos observar la radiación en longitudes de onda no transmitidas a través de la atmósfera de la Tierra. Entre los instrumentos desarrollados para su uso en el espacio se encuentran los coronógrafos, los telescopios y los espectrógrafos sensibles a una radiación ultravioleta extrema y a los rayos X. Los instrumentos especiales han revolucionado el estudio de la atmósfera exterior al Sol.

  • Composición y Estructura.

La cantidad total de energía emitida por el Sol en forma de radiación es bastante constante, y no varía más que unas pocas décimas de un 1% en varios días. Esta energía se genera en las profundidades del Sol. Al igual que la mayoría de las estrellas, el Sol se compone sobre todo de hidrógeno (71%); también contiene helio (27%) y otros elementos más pesados (2%. Cerca del centro del Sol, la temperatura es de casi 16.000.000 K y la densidad es 150 veces la del agua.

La energía producida es transportada a la mayor parte de la superficie solar por radiación. Sin embargo, más cerca de la superficie, en la zona de convección que ocupa el último tercio del radio solar, la energía es transportada por la mezcla turbulenta de gases. Entre las regiones del Sol están el núcleo, la zona de radiación, la zona de convección y la fotosfera.

*El núcleo: es de unos 400 000 km. De diámetro, donde se concentra un 60 % de su masa, la temperatura es muy levada (de unos 15 millones de grados) y tiene lugar los procesos termonucleares que producen su energía. La energía producida en el núcleo es radiada hacia la superficie del Sol, hasta unos 100 000 km. por debajo de ella, a partir de donde es transportada por convención de la materia asta la superficie. Allí en la fotosfera, la temperatura es de unos 6000ºC. Los gases del núcleo son unas 150 veces más densos que el agua y alcanzan temperaturas de 16 millones de grados centígrados. La energía del Sol se produce en el núcleo mediante la fusión de los núcleos de hidrógeno en núcleos de helio.

*La fotosfera: es la superficie superior de la zona de convección, tiene sólo 400 km. de espesor y está formada por una masa gaseosa incandescente, en la que hay zonas más oscuras llamadas manchas solares. La observación de las manchas desde la tierra permite determinar el crecimiento del periodo de rotación sinódico, que es de 26,9 días en el ecuador y 29,6 días a latitudes de 40º. Se pueden ver pruebas de la turbulencia en la zona de convección observando la fotosfera y la atmósfera situada encima de ella. La turbulencia de esta región es visible desde la Tierra en forma de manchas solares, erupciones y pequeñas bolsas de gas llamadas gránulos. Por encima de la fotosfera se extiende la cromosfera.

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En la zona de radiación, la radiación electromagnética fluye hacia el exterior en forma de calor, y los gases son tan densos como el agua. Esta zona es más fría que el núcleo, con unos 2,5 millones de grados centígrados. Tiene unos 380 000 km. de espesor

La zona de convección es ligeramente más fría (unos 2 millones de grados centígrados) y 10 veces menos densa que el agua. Tiene unos 140.000 km. de grosor.

  • Manchas solares.

George Ellery Hale descubrió en 1908 que las manchas solares (áreas más frías de la fotosfera) presentan campos magnéticos fuertes.Las manchas solares se suelen dar en parejas, con las dos manchas con campos magnéticos que señalan sentidos opuestos. El ciclo de las manchas solares, en el que la cantidad de manchas solares varía de menos a más y vuelve a disminuir al cabo de unos 11 años, se conoce por lo menos desde principios del siglo XVIII. Sin embargo, el complejo modelo magnético asociado con el ciclo solar sólo se comprobó tras el descubrimiento del campo magnético del Sol.

De las parejas de manchas solares del hemisferio norte, la mancha que guía a su compañera en la dirección de rotación tiene un campo magnético en sentido opuesto al de la mancha solar dominante del hemisferio sur. Cuando comienza un nuevo ciclo de 11 años, se invierte el sentido del campo magnético de las manchas solares dominantes de cada hemisferio. Así pues, el ciclo solar completo incluyendo la polaridad del campo magnético, dura unos 22 años. Además, las manchas solares se suelen dar en la misma latitud en cada hemisferio. Cada mancha solar dura como mucho unos pocos meses.

  • Campo magnético.

Gran parte del campo magnético está fuera de las manchas solares. La ausencia de penetración del campo magnético del Sol añade complejidad, diversidad y belleza a la atmósfera exterior del Sol. En la cromosfera se lanzan chorros de materia a una altitud de 4.000 km en 10 minutos. Las llamadas espículas están producidas por la combinación de la turbulencia y los campos magnéticos.

Sin embargo, cerca de las manchas solares, la radiación cromosférica es más uniforme. Estos lugares se denominan regiones activas y las áreas circundantes, que han distribuido suavemente la emisión cromosférica, se denominan playas. Las regiones activas son el lugar donde surgen las erupciones solares, explosiones provocadas por la liberación muy rápida de la energía almacenada en el campo magnético (aunque no se conoce el mecanismo exacto). Entre los fenómenos que acompañan a las erupciones solares están los reajustes del campo magnético, intensos rayos X, ondas de radio y la eyección de partículas muy energéticas que a veces llegan a la Tierra, alterando las comunicaciones de radio y produciendo fenómenos conocidos como auroras.

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  • La corona.

La atmósfera solar exterior que se extiende varios radios solares desde el disco del Sol es la corona. Todos los detalles estructurales de la corona se deben al campo magnético. La mayor parte de la corona se compone de grandes arcos de gas caliente: arcos más pequeños dentro de las regiones activas y arcos mayores entre ellas. Las formas arqueadas y a veces rizadas se deben al campo magnético. En los años cuarenta se descubrió que la corona es mucho más cálida que la fotosfera. La fotosfera del Sol, o superficie visible, tiene una temperatura de casi 6.000 K. La cromosfera, que se extiende varios miles de kilómetros por encima de la fotosfera, tiene una temperatura cercana a los 30.000 K. Pero la corona, que se extiende desde justo encima de la cromosfera hasta el límite con el espacio interplanetario, tiene una temperatura de 1.000.000 K. Para mantener esta temperatura, la corona necesita un suministro de energía.

La búsqueda del mecanismo por el cual la energía llega a la corona es uno de los problemas clásicos de la astrofísica. Todavía está sin resolver, aunque se han propuesto muchas explicaciones. Las recientes observaciones del espacio han mostrado que la corona es una colección de rizos magnéticos, y cómo se calientan estos rizos se ha convertido en el foco principal de la investigación astrofísica.

El campo magnético también puede retener material más frío encima de la superficie del Sol, aunque este material sólo permanece estable unos pocos días. Estos fenómenos se pueden observar durante un eclipse como pequeñas regiones, conocidas como protuberancias, en el mismo extremo del Sol, como joyas de una corona. Están en calma, pero ocasionalmente entran en erupción, arrojando material solar al espacio.

  • Viento solar.

En uno o dos radios solares desde la superficie del Sol, el campo magnético de la corona tiene la fuerza suficiente para retener el material gaseoso y caliente de la corona en grandes circuitos. Cuanto más lejos está del Sol, el campo magnético es más débil y el gas de la corona puede arrojar literalmente el campo magnético al espacio exterior. Cuando sucede esto, la materia recorre grandes distancias a lo largo del campo magnético.

El flujo constante del material arrojado desde la corona es conocido como viento solar y suele llegar de las regiones denominadas agujeros de la corona. Allí, el gas es más frío y menos denso que en el resto de la corona, produciendo una menor radiación. El viento solar de los grandes agujeros de la corona (que puede durar varios meses) es muy fuerte. Debido a la rotación solar, estas regiones de fuerte viento solar, conocidas como corrientes de viento solar a gran velocidad, suelen repetirse cada 27 días vistas desde la Tierra. El viento solar provoca alteraciones que se pueden detectar desde el campo magnético de la Tierra.

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  • Evolución solar.

El pasado y el futuro del Sol se han deducido de los modelos teóricos de estructura estelar. Durante sus primeros 50 millones de años, el Sol se contrajo hasta llegar a su tamaño actual. La energía liberada por el gas calentaba el interior y, cuando el centro estuvo suficientemente caliente, la contracción cesó y la combustión nuclear del hidrógeno en helio comenzó en el centro. El Sol ha estado en esta etapa de su vida durante unos 4.500 millones de años.

En el núcleo del Sol hay hidrógeno suficiente para durar otros 4.500 millones de años. Cuando se gaste este combustible, el Sol cambiará: según se vayan expandiendo las capas exteriores hasta el tamaño actual de la órbita de la Tierra, el Sol se convertirá en una gigante roja, algo más fría que hoy pero 10.000 veces más brillante a causa de su enorme tamaño. Sin embargo, la Tierra no se consumirá porque se moverá en espiral hacia afuera, como consecuencia de la pérdida de masa del Sol. El Sol seguirá siendo una gigante roja, con reacciones nucleares de combustión de helio en el centro, durante sólo 500 millones de años. No tiene suficiente masa para atravesar sucesivos ciclos de combustión nuclear o un cataclismo en forma de explosión, como les ocurre a algunas estrellas. Después de la etapa de gigante roja, se encogerá hasta ser una enana blanca, aproximadamente del tamaño de la Tierra, y se enfriará poco a poco durante varios millones de años.

        • Supernova:

Nombre que reciben las estrellas variables de masa muy elevada que al alcanzar una estadio avanzado de su evolución explotan, aumentando su luminosidad de manera brusca, entre 10.000 millones a un billón de veces, la cual disminuye posteriormente de forma más o menos rápida. Recibe este mismo nombre el fenómeno experimentado por dichas estrellas. Entre las supernovas se distinguen dos tipos principales. Las de tipo I son las que corresponden a la explosión de una enana blanca que forma parte de un sistema binario y que incrementa su masa con la de su compañera hasta alcanzar el límite de Chandrasekhar. Por su parte, las de tipo II están asociadas generalmente a las fases finales de la vida de las estrellas supermasivas. Se caracterizan porque la desintegración de su núcleo de hierro provoca la ruptura del equilibrio que garantiza su estabilidad y la consiguiente explosión, con la proyección al espacio de sus regiones externas.

        • Agujero Negro:

La existencia de los agujeros negros, cuerpos supermasivos para los cuales la velocidad de escape es infinita, no están plenamente demostrada. Se cree que se trata de astros que se originan debido a la contracción gravitatoria de una masa 2,5 veces superior a la masa solar y con una densidad del orden de 107 g/cm³. A causa de la enorme intensidad del campo gravitatorio creado, la velocidad de escape desde su superficie es indefinida, y ni tan siquiera la luz (que alcanza la máxima velocidad posible en el universo, 300.000 km/s) puede salir al exterior; debido a ello, es invisible para cualquier observador exterior, y de ahí su nombre.

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La aparición de un agujero negro representa el último estadio de la evolución de una estrella cuya masa original fuese superior a 1,4 masas solares y que hubiese pasado por las fases de supernova y de estrella de neutrones de gran masa.

Para intentar descubrir la presencia de cuerpos de este tipo se estudian las potentes fuentes de rayos X del universo y los movimientos extraños de cuerpos que forman sistemas dobles con agujeros negros. De este estudio puede inferirse la presencia de un cuerpo denso e invisible a partir del movimiento que describe su compañero, visible y menos denso, en torno del centro de masas del sistema. Experimentalmente se comprueba, además, que cuando se lleva a cabo la determinación de la masa total de un cúmulo de galaxias, gracias a la medición de la radiación procedente de él, el valor total obtenido es inferior al que se deduce cuando se estudia el movimiento del cúmulo, lo que permite concluir que una gran parte de su masa es invisible y, por lo tanto, puede estar constituido por agujeros negros.

  • ¿Qué es un agujero negro?

Un agujero negro es una región del espacio en la que la atracción de la gravedad es tan fuerte que nada puede escapar. Es un "agujero" en el sentido de que las cosas pueden caer, pero no salir de él. Es "negro" en el sentido de que ni siquiera la luz puede escapar. Otra forma de decirlo es que un agujero negro es un objeto para el que la velocidad de escape (la velocidad requerida para desligarse de él) es mayor que la velocidad de la luz -- el último "límite de velocidad" en el universo. En 1783 un astrónomo aficionado británico, el Rev. John Mitchell, se dio cuenta de que las leyes de gravitación y movimiento de Newton implicaban que mientras más masivo es un cuerpo, mayor es la velocidad de escape. Si usted pudiera de alguna manera hacer algo unas 500 veces mayor que el Sol, pero con la misma densidad, razonó, ni siquiera la luz podría moverse lo suficientemente rápido para escapar y ese "algo" nunca sería visto. Pero los astrónomos y físicos necesitaron la teoría de la relatividad general de Einstein, que es la teoría moderna de la gravedad, para entender la verdadera naturaleza y las características de los agujeros negros.

La frontera de un agujero negro se llama horizonte de eventos, porque cualquier evento que suceda en su interior está oculto para siempre para alguien que mira desde fuera. El astrónomo Karl Schwarzchild demostró que el radio del horizonte de eventos en kilómetros es 3 veces la masa expresada en masas solares; a éste radio se le llama radio de Schwarschild. El horizonte de eventos es un filtro unidireccional en el agujero negro: cualquier cosa puede entrar, pero nada puede salir. Un agujero negro es un objeto muy simple: tiene sólo tres propiedades, masa, espín y carga eléctrica. Debido a la manera en la que los agujeros negros se forman, su carga eléctrica es probablemente cero, lo que los hace aún más simples. La forma de la materia en un agujero negro no se conoce, en parte porque está oculta para el universo externo, y en parte porque, en teoría, la materia continuaría colapsando hasta tener radio cero, un punto al que los matemáticos llaman una singularidad, de densidad infinita ---algo con lo que no tenemos experiencia aquí en la Tierra.

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En teoría, los agujeros negros vienen en tres tamaños: pequeños ("mini"), medianos y grandes ("supermasivos"). Hay buena evidencia de que los agujeros negros de tamaño mediano se forman como despojos de estrellas masivas que colapsan al final de sus vidas, y de que existen agujeros negros supermasivos en los núcleos de muchas galaxias --- quizá incluyendo la nuestra.

Mini Agujeros Negros

Un agujero negro con masa menor de tres masas solares no se formaría solo; su gravedad es demasiado débil para causar el colapso sobre sí mismo. Una enorme presión externa se necesitaría para crear un "mini-agujero negro." En 1971, el astrofísico Stephen Hawking teorizó que, en la densa turbulencia de la gran explosión de la que surgió el universo, esas enormes presiones externas existieron y formaron muchos mini-agujeros negros. Estos serían tan masivos como una montaña, pero tan pequeños como los protones de los que los átomos estan hechos. Y tendrían otra propiedad extraña: como resultado de las leyes de la mecánica cuántica que gobiernan las partículas muy pequeñas en el universo, radiarían energía espontáneamente y, después de miles de millones de años, eventualmente se evaporarían en una violenta explosión final. Por tanto, los mini-agujeros negros pueden no ser "negros" del todo --- una posibilidad intrigante. No existe evidencia observacional de mini-agujeros negros pero, en principio, tales objetos podrían estar dispersos por el universo, quizá aún cerca de nuestro sistema solar.

  • ¿Cómo puede usted "ver" un agujero negro?

Usted podría preguntarse cómo se puede encontrar un agujero negro si nada, incluyendo la luz, puede escapar de él. Los agujeros negros tienen masa, que produce una fuerza gravitacional que afecta a los objetos cercanos. Esta fuerza gravitacional sería muy intensa cerca del agujero negro, y podría tener efectos notables en su ambiente. El material que cae hacia el hoyo negro ganaría energía del campo gravitacional, y sería aplastado y calentado al tratar de colarse en la pequeña garganta del agujero negro, por lo que produciría rayos-X. El primer ejemplo de un agujero negro fue descubierto precisamente por ese efecto gravitacional en una estrella acompañante.

Cygnus X-1 es el nombre que se le dio a una fuente de rayos X en la constelación Cygnus, descubierta en 1962 con un primitivo telescopio de rayos X que se envió a bordo de un cohete. Para 1971, la localización de la fuente de rayos X en el cielo se había medido con mayor precisión, usando observaciones de cohete y satélite. Un avance fundamental se dio en marzo de 1971, cuando una nueva fuente de ondas de radio se descubrió en Cygnus, cerca de la posición de la fuente de rayos X. La señal de radio variaba exactamente al mismo tiempo que la intensidad de rayos X, una fuerte evidencia de que la fuente de radio y la de rayos X eran el mismo objeto.

Una estrella débil llamada HDE 226868 aparece en la posición de esta fuente de radio. Los astrónomos que estudiaban la luz de HDE 226868 habían encontrado dos hechos importantes: (1) HDE 226868 es una estrella supergigante azul -- una estrella normal, masiva, cerca del final de su vida; y (2) la estrella gira alrededor de otro objeto masivo en una órbita con período de 5.6 días.

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Conociendo la fuerza necesaria para mantener a HDE 226868 en órbita, se puede calcular la masa de la compañera -- son de cerca de 10 masas solares. Pero no hay signos de luz visible de ella -- y algo en el objeto produce rayos X. La explicación o "modelo" que mejor se ajusta a estos hechos es que la compañera es un agujero negro de cerca de 10 masas solares -- el cadáver de una estrella masiva que alguna vez fue la compañera de HDE 226868. Los rayos X son producidos conforme el gas de la atmósfera de la supergigante azul cae hacia el objeto colapsado y se calienta. El objeto colapsado no puede ser una enana blanca o una estrella de neutrones, porque estos objetos no pueden tener masas mayores de 1.44 y 3 masas solares, respectivamente. Nunca podremos "probar" esta teoria de Cygnus X-1 "viendo" el agujero negro, pero la evidencia circunstancial es fuerte. Otros tres objetos -- LMC X-3 en la Nube Mayor de Magallanes, y A0620-00 y V404 Cygni en nuestra galaxia -- tambien se cree que tienen agujeros negros como una de sus componentes.

  • Agujeros Negros Supermasivos

Hace un cuarto de siglo, los astrónomos descubrieron unos objetos distantes muy raros que producían una potencia extraordinariamente grande en un volumen extraordinariamente pequeño -- la potencia de un billón de soles en un volumen no mucho más grande que el del Sistema Solar. Llamaron a estos objetos "fuentes cuasiestelares de radio" -- abreviado, cuásares -- porque se veían como estrellas, y producían grandes cantidades de ondas de radio además de luz. Los astrónomos tambien se dieron cuenta de que, aunque los cuásares eran raros, había muchos otros objetos -- aparentemente galaxias o estrellas -- que mostraban versiones menos extremas del mismo fenómeno: una potencia muy grande de un volumen muy pequeño. Estos objetos tenían otra notable propiedad en común: chorros de particulas de alta energía emitidos de sus centros. Estas propiedades eran tan difíciles de explicar usando el conocimiento físico de esa época, ¡qué algunos astrónomos llegaron a cuestionar si ese conocimiento era correcto!

Desde entonces, los astrónomos han encontrado una explicación para estos núcleos de galaxia activos que es consistente con las observaciones y la teoría -- aunque es una explicación sorprendente: en el centro de cada una de estas galaxias hay un agujero negro supermasivo, con una masa de millones o miles de millones de soles. El tamaño de su horizonte de eventos sería más o menos igual al tamaño del Sistema Solar. La potencia emitida que se observa podría explicarse con sólo que una cantidad de materia igual a una masa solar cayera cada año al agujero negro -- una cantidad que fácilmente podría venir de los "vientos" de gas producidos por las estrellas cercanas al núcleo. Los chorros de partículas en los núcleos de galaxia activos son producidos por el material cayendo en espiral a un disco alrededor del agujero negro, y que es aplastado hacia arriba y abajo del disco cuando trata de entrar al agujero negro. Esta explicación para el "motor" en un núcleo de galaxia activo se apoya fuertemente en las imágenes obtenidas por el Telescopio Espacial Hubble. ¿Cómo se forma un agujero negro supermasivo? Algunas teorías sostienen que la primera generación de estrellas incluyó una gran proporción de estrellas muy masivas, y todas ellas formaron agujeros negros que de alguna manera se fusionaron. Otras teorías sostienen que un sólo agujero negro "semilla" acreció estrellas y gas, volviéndose más y más masivo con el tiempo.

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Hay evidencia de que estos agujeros negros supermasivos existen en muchas galaxias, incluyendo nuestra Vía Láctea, y nuestra galaxia vecina más cercana, la galaxia de Andrómeda (también conocida como M31). También hay evidencia de que se forman muy temprano en la vida de la galaxia: vemos cuásares tan lejanos que su luz, viajando a 300,000 kilómetros/seg, debió haberlos abandonado poco despues de que se formaron. Así pues, los agujeros negros supermasivos podrían ser parte normal del proceso de nacimiento y evolución de galaxias.

  • Agujeros Negros y ciencia-ficción

Un concepto tan extraño como el de agujero negro naturalmente atrae los intereses y la creatividad de los escritores de ciencia-ficción. Un tema favorito es el uso de un agujero negro como una ruta a otros lugares u otros tiempos en el universo. Matemáticamente, un par de agujeros negros podrían formar un "puente" entre dos lugares en el universo, pero no está claro cómo dicho puente podría formarse o sobrevivir. Un agujero negro, como el que se forma con los despojos de una estrella, sería más bien inconveniente para viajes espaciales, porque la materia que cayera en él sería aplastada e incinerada por fuerzas de marea conforme entrara en el agujero. Un agujero negro supermasivo tendría fuerzas de marea menos extremas, pero se piensa que el más cercano está en el centro de nuestra galaxia -- ¡y por tanto a una distancia inconveniente! Un agujero negro rotante tiene posibilidades más interesantes, porque en él existe una región llamada la ergósfera, justo afuera del horizonte de eventos, que tiene la siguiente propiedad -- los objetos pueden entrar y salir de la ergósfera (si soportan las fuerzas de marea). Una nave espacial llena de basura podría entrar en la esgósfera, botar su carga dentro del agujero negro, y salir con más energía que la que tenía al entrar --- ¡resolviendo la crisis de energía y el problema de contaminación simultáneamente (al menos en teoría)!

La concepción de una artista del sistema Cygnus X-1. HDE 226868 es una estrella supergigante azul masiva; se cree que su compañera es un agujero negro, rodeado por un disco de acreción de gases de HDE 226868 que están cayendo en espiral hacia el agujero negro. La estrella y el agujero negro están en órbita el uno alrededor del otro. La existencia del agujero negro fue deducida del movimiento orbital de la estrella, y de los rayos X producidos por los gases en el disco de acreción que se calientan conforme caen hacia el agujero negro. (Cortesía de William J. Kaufmann III, Universe, W.H. Freeman & Company, 1991. Usado con permiso.)

  • Mitos sobre agujeros negros

MITO: Todas las estrellas colapsan para convertirse en agujeros negros al morir.
REALIDAD: Sólo estrellas masivas muy raras (¡una en millones!) terminan de esta manera.

MITO: Un agujero negro en el espacio devoraría toda nuestra galaxia.
REALIDAD: Hay tanto espacio entre las estrellas que un agujero negro únicamente afectaría los objetos que están muy cerca de él.

MITO: El agujero negro en Cygnus X-1 está devorando a la supergigante azul.
REALIDAD: Menos de un milésimo de la masa de la supergigante azul caerá al agujero negro antes de que ella también muera, más o menos dentro de un millón de años.

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MITO: La materia que cae a un agujero negro reaparece en alguna otra parte del universo.
REALIDAD: La materia permanece en el agujero negro; en efecto, es la materia en el agujero negro la que causa la fuerza gravitacional que nos permite descubrir estos objetos.

MITO: La gravedad de un agujero negro es diferente de la gravedad de un objeto normal.
REALIDAD: Si el Sol se convirtiera repentinamente en un agujero negro (que no lo hará, dicho sea de paso, porque su gravedad es demasiado débil para que colapse completamente sobre sí mismo) la Tierra y los planetas continuarían moviéndose normalmente. Sin embargo, ¡ la Tierra habría perdido su fuente de luz y calor!

        • Constelación:

Nombre que reciben los campos perfectamente delimitados del espacio, ocupados por grupos de estrellas, que permiten la rápida localización de objetos particulares del firmamento. Se distinguen tres constelaciones: la austral, que pertenece al cielo del hemisferio sur, la boreal, que pertenece al cielo del hemisferio norte, y la zodiacal, situada en la banda del cielo correspondiente al zodíaco.

La agrupación de las estrellas que forman una constelación no es debida a que estén físicamente relacionadas ni a que se encuentren a la misma distancia de la Tierra, sino al efecto de proyección sobre la bóveda celeste de sus posiciones. En la actualidad se aceptan 88 constelaciones, de las cuales 12 pertenecen al zodíaco. Las estrellas más brillantes de cada constelación se designan mediante una letra griega (a, ß, etc.), una latina o un número antepuestos a su nombre latino. Algunas de las constelaciones son muy extensas (Osa Mayor, Centauro), mientras que otras son extremadamente pequeñas Flecha.

  • ¿Qué son?

Las constelaciones son conjuntos de estrellas identificables a simple vista por su configuración y cuyo nombre alude con más o menos exactitud a esta última.

  • ¿Quién las llamó así?

El hombre formó las constelaciones para poder localizar mejor las estrellas. Modernamente, los astrónomos han dividido el firmamento en 88 parcelas. Las del cielo boreal, las zodiacales y las australes que se divisan desde los países mediterráneos son conocidas desde la antigüedad, y llevan nombres de la mitología grecolatina. Las de las altas latitudes fueron bautizadas al iniciarse la era de los descubrimientos, y hay menos unidad en sus denominaciones. Además del nombre vulgar, cada constelación lleva un nombre científico internacional en latín. Entre ellas se distinguen las 28 siguientes:

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  • Constelaciones australes

Las pertenecientes al cielo del hemisferio sur.

Altar (ASTR.) En latín, Ara. Constelación austral de pequeño tamaño y cercana a la cola del Escorpión, formada por unas 30 estrellas débiles visibles a simple vista; la más luminosa, Ara, tiene una magnitud de 2,8.

Ave del Paraíso (ASTR.) En latín, Apus. Constelación austral, formada por muy pocas estrellas visibles a simple vista.

Brújula (ASTR.) En latín, Pyxis. Constelación austral, formada por 65 estrellas, introducida en el s. XVIII por La Caille para cubrir los huecos existentes entre las grandes constelaciones vecinas.

Buril (ASTR.) En latín, Caelum. Constelación austral, una de las de menor extensión del cielo, formada por una decena de estrellas observables a simple vista.

Camaleón (ASTR.) En latín, Chamaéleon. Constelación austral, situada entre el polo Sur y la constelación del Barco. De pequeño tamaño, cuenta con unas 40 estrellas visibles a simple vista.

Can Mayor (ASTR.) En latín, Canis Maior. Constelación austral, formada por 80 estrellas visibles a simple vista y situada en el borde de la Vía Láctea. Entre sus cuerpos más destacados están la estrella Sirio y el cúmulo M41.

Centauro (ASTR.) En latín, Centaurus. Constelación austral, una de las más extensas del cielo, situada entre el polo y el ecuador. Está formada por unas 150 estrellas visibles a simple vista, entre las que destacan Rigi (magnitud 0,1), Agena (magnitud 0,9) y Proxima (la más cercana a la Tierra, a pesar de encontrarse a 4,3 a.l.).

Compás (ASTR.) En latín, Circinus. Constelación austral situada entre Ave del Paraíso, Centauro, Lobo y Escuadra. Está formada por 34 estrellas, la más brillante de las cuales es Circini (magnitud aparente 3,41).

Copa (ASTR.) Cráter (ASTR.) En latín, Crater. Pequeña constelación del hemisferio austral, formada por estrellas poco brillantes.

Corona Austral (ASTR.) En latín, Corona Australis. Constelación austral de poca importancia formada por 49 estrellas.

Cruz del Sur (ASTR.) En latín, Crux. Constelación austral compuesta por 54 estrellas, cuatro de las cuales forman una cruz bordeada por una nube de materia oscura conocida como «saco de carbón». Contiene también el cúmulo del Joyero.

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Cuervo (ASTR.) En latín, Corvus. Constelación austral formada por 53 estrellas, de las cuales las más importantes son Alchibá, Glenah y Algorab.

Dorada (ASTR.) Pez Dorado (ASTR.) En latín, Dorado. Constelación austral, situada cerca del pez Volador y la Hydra Austral, formada por 43 estrellas. Contiene la Gran Nube de Magallanes.

Erídano (ASTR.) En latín, Eridanus. Constelación austral muy alargada en la que destacan su principio (Cursa, próxima a Rigel) y su final (Achernar). Contiene la galaxia espiral NGC 1300.

Escorpión (ASTR.) En latín, Scorpius. Constelación austral formada por 185 estrellas, la principal de las cuales es Antares.

Escuadra (ASTR.) Regla (ASTR.) En latín, Norma. Constelación austral formada por 64 estrellas.

Escultor (ASTR.) Taller de Escultor (ASTR.) En latín, Sculptor. Constelación austral formada por 131 estrellas.

Fénix (ASTR.) En latín, Phoenix. Constelación austral, próxima al polo Sur galáctico, situada al sur de la Grulla. Está formada por 106 estrellas, la más brillante de las cuales es de magnitud 2,44.

Grulla (ASTR.) En latín, Grus. Constelación del hemisferio austral, que se halla situada al S de las de Acuario y Capricornio, formada por 106 estrellas cuyo brillo no supera la magnitud 2.

Hidra Hembra (ASTR.) En latín, Hydra. Constelación austral formada por 393 estrellas (la más extensa del cielo), la principal de las cuales tiene una magnitud de 2,2 (Alfard).

Hidra Macho (ASTR.) En latín, Hydrus. Constelación austral, cercana al polo, formada por 64 estrellas cuyo brillo no supera la magnitud 2,9.

Horno (ASTR.) En latín, Fornax. Constelación austral, situada junto a la de la Ballena, formada por 110 estrellas cuyo brillo no supera la magnitud 3.

Indio (ASTR.) En latín, Indus. Constelación austral, formada por 84 estrellas que no destacan por su brillo.

Liebre (ASTR.) En latín, Lepus. Constelación austral, situada debajo de la constelación de Orión, formada por 103 estrellas cuya magnitud no supera el valor 2,7. Contiene el cúmulo globular M79.

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Máquina Neumática (ASTR.) En latín, Antlia. Constelación austral, situada entre las que forman el Navío de Argos, formada por 85 estrellas que no destacan por su brillo.

Mesa (ASTR.) En latín, Mensa. Constelación austral, situada cerca del polo y formada por 44 estrellas cuyo brillo no supera la magnitud 4,5. Contiene, en su límite con la constelación de la Dorada, la Gran Nube de Magallanes.

Microscopio (ASTR.) En latín, Microscopium. Constelación austral, situada al S de la de Capricornio, formada por 69 estrellas poco luminosas.

Mosca (ASTR.) En latín, Musca. Constelación austral, situada entre el Camaleón y la Cruz, formada por 75 estrellas cuyo brillo no supera la magnitud 4.

Octante (ASTR.) En latín, Octans. Constelación austral, situada junto al Pavo Real y al Indio, formada por 88 estrellas. Alberga el polo Sur celeste.

Ofiuco (ASTR.) Serpentario (ASTR.) En latín, Ophiuchus. Constelación austral, cercana al ecuador celeste y situada entre Hércules, Sagitario y Escorpión, formada por 209 estrellas. Contiene los cúmulos estelares M9, M10, M12 y M14 y la nebulosa planetaria NGC 6572.

Paloma (ASTR.) En latín, Columba. Constelación austral, situada en las proximidades del Can Mayor, formada por 112 estrellas cuyo brillo no supera la magnitud 2,8.

Pavo Real (ASTR.) En latín, Pavo. Constelación austral, situada en las proximidades del polo Sur celeste, formada por 129 estrellas de las cuales la más brillante es de magnitud 2,12.

Pez Austral (ASTR.) En latín, Piscis Austrinus. Constelación austral, situada debajo de Acuario, formada por 75 estrellas, entre las cuales destaca Fomalhaut.

Pez Volador (ASTR.) En latín, Volans. Constelación austral, próxima al polo Sur, formada por 46 estrellas cuya magnitud no supera el valor 4.

Pintor (ASTR.) En latín, Pictor. Constelación austral formada por 67 estrellas, de las cuales sólo 30 son visibles a simple vista.

Popa (ASTR.) En latín, Puppis. Constelación austral, una de las integrantes de la antigua constelación del Navío Argos, formada por 313 estrellas. Está cruzada por la Vía Láctea.

Quilla (ASTR.) Carena (ASTR.) En latín, Carina. Constelación austral, una de las integrantes de la antigua constelación del Navío Argos, formada por 268 estrellas entre las que destaca Canope.

Reloj (ASTR.) En latín, Horologium. Constelación austral, situada entre las de Erídano y el Retículo, formada por 68 estrellas poco brillantes que no superan la magnitud 5.

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Retículo (ASTR.) En latín, Reticulum. Constelación austral, una de las más pequeñas del cielo, formada por 34 estrellas poco brillantes.

Sextante (ASTR.) En latín, Sextans. Constelación ecuatorial, del cielo austral, situada debajo de la de Leo y formada por 75 estrellas cuyas magnitudes no superan el valor 4,5.

Telescopio (ASTR.) En latín, Telescopium. Constelación austral, formada por 87 estrellas débiles cuyo brillo no alcanza la magnitud 4.

Triángulo Austral (ASTR.) En latín, Triangulum Austral. Constelación austral, situada cerca del polo Sur celeste, formada por 46 estrellas, tres de las cuales (las más brillantes) forman un triángulo.

Tucán (ASTR.) En latín, Tucana. Constelación austral, próxima al polo Sur celeste, formada por 81 estrellas cuya magnitud no supera el valor 2,9. Contiene la Pequeña Nube de Magallanes.

Unicornio (ASTR.) En latín, Monoceros. Constelación austral, situada entre los Canes Mayor y Menor, la Hidra y Orión, formada por 165 estrellas poco brillantes.

Vela (ASTR.) Velas (ASTR.) En latín, Vela. Constelación austral, una de las tres que componen la antigua constelación del Navío Argos, formada por 248 estrellas de las cuales sólo 110 son visibles a simple vista.

  • Constelaciones boreales

Las constelaciones boreales son las que corresponden al cielo del hemisferio norte. Son las siguientes:

Águila (ASTR.) En latín, Aquila. Constelación boreal, formada por unas 70 estrellas visibles a simple vista, situada al O de Pegaso y al S de Cisne. Su única estrella de primera magnitud es Altair (a Aquilae), que con Deneb (a Cygni) y Vega (a Lyrae) forma un triángulo perfectamente visible, conocido como Triángulo del Verano.

Andrómeda (ASTR.) En latín, Andromeda. Constelación boreal situada al S de Casiopea. De su centenar de estrellas visibles a simple vista destacan Sirrah, Mirach y Almach, que en la antigüedad se consideraban la cabeza, la cintura y el pie del personaje mitológico. Contiene la galaxia de Andrómeda, perteneciente al llamado Grupo Local, situada a 2,2 millones de a.l. de la Tierra. Es una galaxia espiral con dos brazos, un radio de unos 200.000 a.l. y una masa equivalente a 300.000 soles. Su período de rotación sobre sí misma es de 200 millones de años.

Ballena (ASTR.) En latín, Cetus. Constelación en su mayor parte austral, situada al S de Aries y Piscis. Es la segunda más grande y está formada por 321 estrellas, la más brillante de las cuales es Deneb Kaitos (de magnitud 2,24). Contiene también la variable Mira.

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Boyero (ASTR.) En latín, Bootes. Constelación boreal situada en la prolongación de la cola de la Osa Mayor. Entre sus 90 estrellas observables a simple vista destaca Arturo.

Caballo Menor (ASTR.) En latín, Equuleus. Constelación boreal de pequeño tamaño, que cuenta únicamente con 10 estrellas visibles a simple vista. Está situada a occidente de Pegaso.

Cabellera de Berenice (ASTR.) En latín, Coma Berenice. Constelación boreal situada entre el Boyero y el León. Formada por unas 50 estrellas apreciables a simple vista, cuenta también con las nebulosas M64 y M68 y con el cúmulo M53.

Can Menor (ASTR.) En latín, Canis Minor. Constelación boreal, formada por 20 estrellas visibles a simple vista y situada en el borde de la Vía Láctea. Su estrella principal (de primera magnitud) es Proción.

Casiopea (ASTR.) En latín, Cassiopeia. Constelación boreal, cercana al polo Norte del cielo y por la cual pasa la Vía Láctea. Formada por 90 objetos visibles a simple vista, contiene el cúmulo M103 y la estrella variable Shédir.

Cefeo (ASTR.) En latín, Cepheus. Constelación boreal formada por 60 estrellas visibles a simple vista, la más brillante de las cuales es Alderamín (magnitud 2,6). Situada entre las constelaciones de Casiopea, Cisne y Dragón, está atravesada por la Vía Láctea. Constituye el ejemplo para la definición de las estrellas cefeidas.

Cisne (ASTR.) En latín, Cignus. Constelación boreal, situada en plena Vía Láctea, cuya estrella principal es Deneb (en árabe, «cola») y que contiene también la doble aparente Albireo («pico de ave»).

Cochero (ASTR.) En latín, Auriga. Constelación boreal que contiene tres cúmulos abiertos (M36, M37 y M38), situados a distancias de unos 4.100 a 4.700 a.l., y la estrella Capella (alfa de la constelación).

Corona Boreal (ASTR.) En latín, Corona Borealis. Constelación boreal formada por 31 estrellas, la principal de las cuales es la doble Gema (La Perla), situada a 72 a.l. de la Tierra y con una compañera que describe una órbita alrededor de ella cada 17,4 días.

Delfín (ASTR.) En latín, Delphinus. Pequeña constelación boreal formada por 31 estrellas, entre las que destaca la doble g Delphini.

Dragón (ASTR.) En latín, Draco. Constelación boreal, situada entre la Osa Menor, la Osa Mayor, el Cisne y la Lira, formada por 220 estrellas. Su estrella a era la estrella Polar en el 2700 a.J.C.

Escudo de Sobieski (ASTR.) En latín, Scutum Sobiescianum. Constelación boreal formada por 33 estrellas.

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Flecha (ASTR.) En latín, Sagitta. Constelación boreal, situada entre el Cisne y el Águila, formada por 18 estrellas, todas ellas de magnitud no superior a 4. También recibe el nombre de Saeta.

Hércules (ASTR.) En latín, Hercules. Constelación boreal, situada entre la Lira y la Corona, formada por 227 estrellas (una de las más extensas del cielo) cuyo brillo no supera la magnitud 2. Contiene el cúmulo M13 y la estrella HZ, una variable eclipsante. Alberga asimismo Hércules X1, una de las fuentes más intensas de rayos X del cielo.

Jirafa (ASTR.) En latín, Camelopardalis. Constelación boreal, situada entre el Cochero y la Osa Menor, formada por 138 estrellas poco brillantes cuya magnitud no supera el valor 4,2, de las cuales sólo 50 son visibles a simple vista.

Lagarto (ASTR.) En latín Lacerta. Constelación boreal, situada entre las del Cisne y Andrómeda, formada por 48 estrellas cuyo brillo no supera la magnitud 4.

Lebreles (ASTR.) Perros de Caza (ASTR.) En latín, Canes Venatici. Constelación boreal, situada entre el Boyero y la Osa Mayor, formada por 88 estrellas cuyo brillo no supera la magnitud 3. Contiene el cúmulo globular M3, la galaxia M51 y una gigante roja Superba.

León Menor (ASTR.) En latín, Leo Minor. Constelación boreal, situada al sur de la Osa Mayor, formada por 40 estrellas muy poco brillantes.

Lince (ASTR.) En latín, Lynx. Constelación boreal formada por 87 estrellas débiles, cuyo brillo no supera la magnitud 4.

Lira (ASTR.) En latín, Lyra. Constelación boreal, poco extensa, formada por 69 estrellas. Contiene las estrellas Vega y o Lyrae, prototipo de la clase de las estrellas variables. Su estrella

Lyrae es un ejemplo de estrella doble (sistema cuádruple), mientras que RR Lyrae es una cefeida empleada como patrón de determinación de distancias estelares. Contiene la nebulosa planetaria M57.

Orión (ASTR.) En latín, Orion. Constelación ecuatorial, situada entre la de Tauro y las de los Canes Mayor y Menor, formada por 186 estrellas entre las cuales destacan Belatrix, Betelguese y Rigel. Tres de las estrellas de la constelación están alineadas formando el cinturón de Orión (las Tres Marías o los Tres Reyes). Otras tres, menos brillantes y dispuestas verticalmente debajo del cinturón, forman la llamada espada de Orión. Contiene la Nebulosa de Orión (M42), la Cabeza de Caballo (NGC 2024) y el radiante de las Oriónidas.

Osa Mayor (ASTR.) En latín, Ursa Maior. Constelación boreal, situada en la región del polo Norte celeste, formada por 227 estrellas. Contiene, además de la galaxia M81 y la nebulosa planetaria de Hibu (M97), siete estrellas principales de las cuales la más importante es Mizar.

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Osa Menor (ASTR.) En latín, Ursa Minor. Constelación boreal, situada en el polo Norte celeste, formada por 54 estrellas, entre las que destaca la estrella Polar.

Pegaso (ASTR.) En latín, Pegasus. Constelación boreal, de gran extensión, formada por 178 estrellas. Contiene numerosas galaxias y el cúmulo M15.

Perseo (ASTR.) En latín, Perseus. Constelación boreal, próxima a la de Andrómeda y cruzada por la Vía Láctea, formada por 136 estrellas entre las que destacan Algol y Mirfak. Contiene el cúmulo globular M 34.

Raposa (ASTR.) Zorra (ASTR.) En latín, Vulpecula. Constelación boreal, situada entre las de Cisne, Águila y Delfín, formada por 62 estrellas de las que sólo 45 son visibles a simple vista.

Serpiente (ASTR.) En latín, Serpens. Constelación ecuatorial del cielo boreal, separada en dos partes (cabeza y cola) por el Ofiuco y formada por 123 estrellas entre las que destaca Unuk (magnitud 2,75).

Triángulo (ASTR.) En latín, Triangulum. Constelación boreal, situada entre las de Aries y Andrómeda, formada por 30 estrellas. Contiene la galaxia espiral M33 (o NGC 598), situada a 2.000.000 a.l. de la Tierra.

  • Constelaciones zodiacales

Las constelaciones zodiacales son aquellas que están situadas en la banda del cielo correspondiente al zodíaco. Son:

Acuario (ASTR.) En latín, Aquarius. Constelación zodiacal que carece de estrellas luminosas, las tres primeras de las cuales son de tercera magnitud. Cerca de su estrella &tau. está la radiante del enjambre de las Acuáridas.

Aries o Carnero (ASTR.) En latín, Aries. Constelación zodiacal, situada al S de las constelaciones de Andrómeda y el Triángulo. Está constituida por unas 50 estrellas visibles a simple vista, la más brillante de las cuales es Hamal, de magnitud 2,2.

Cáncer (ASTR.) Cangrejo (ASTR.) En latín, Cancer. Constelación zodiacal del hemisferio boreal formada por 60 estrellas visibles a simple vista. Contiene el cúmulo M44 y una estrella múltiple (triple), la zeta de la constelación.

Capricornio (ASTR.) En latín, Capricornius. Constelación zodiacal del hemisferio austral situada entre Acuario y Sagitario. Formada por unas 50 estrellas visibles a simple vista, contiene el cúmulo M30 y varias estrellas múltiples.

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Géminis (ASTR.) Gemelos (ASTR.) En latín, Gemini. Constelación zodiacal del hemisferio boreal formada por 106 estrellas, entre las que destacan Cástor (a) y Pólux (b). Contiene el cúmulo abierto M 35 y la nebulosa NGC 2392, y alberga el radiante del enjambre de las Gemínidas. Su estrella U (U Geminorum) es el prototipo de las variables eruptivas.

Leo (ASTR.) León (ASTR.) En latín, Leo. Constelación zodiacal del cielo boreal, situada entre Cáncer y Virgo, formada por 161 estrellas, entre las que destacan Régulo y Denébola.

Libra (ASTR.) Balanza (ASTR.) En latín, Libra. Constelación zodiacal del cielo austral, situada entre las de Escorpio y Virgo, formada por 122 estrellas, de las cuales las más brillantes no superan la magnitud 2,9.

Piscis (ASTR.) Peces (ASTR.) En latín, Pisces. Constelación zodiacal, del cielo boreal, formada por 128 estrellas. Situada en su mayor parte al N del ecuador celeste, sus estrellas son de poco brillo y no superan la magnitud 4.

Sagitario (ASTR.) En latín, Sagittarius. Constelación zodiacal, situada entre las de Capricornio y Escorpión, formada por 298 estrellas. Contiene las nebulosas M8, M17 y M20, los cúmulos globulares M22 y M55 y los cúmulos abiertos M23, M24 y M25.

Tauro (ASTR.) En latín, Taurus. Constelación zodiacal, del cielo boreal, situada entre las de Aries y Géminis y formada por 188 estrellas, entre las que destaca Aldebarán. Contiene la Nebulosa del Cangrejo, las Híades y las Pléyades. La estrella T de Tauro es un ejemplo típico de variable eruptiva.

Virgo (ASTR.) Virgen (ASTR.) En latín, Virgo. Constelación zodiacal, del cielo austral, formada por 271 estrellas (la segunda más extensa). Contiene la estrella Espiga y la llamada masa de Virgo, que constituye el centro del Grupo Local.

        • El zodiaco

Las constelaciones del Zodiaco, a diferencia del resto de la bóveda celeste, son aquellas por donde transitan el Sol, la Luna y los Planetas en su viaje en el cielo a lo largo del año. El Zodiaco "el camino de los animales", consta de 12 constelaciones que son: El Carnero, Acuario, El Cangrejo, La Cabra Marina, El Escorpión, Los Gemelos, El León, Los Peses, El Toro, La Balanza, Sagitario y la Virgen; sin contar la constelación de Ofiuco "El Serpentario", que algunos le consideran la 13ª constelación del Zodiaco. El origen mitológico de sus nombres y sus iconos que los representan, forman parte del inicio de la cultura humana y de la astronomía.

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Dichas constelaciones fueron, originalmente, llamadas Casas o mansiones, pues la Luna, el Sol y los planetas, residen o pasan un tiempo por estas. La primera constelación, "signo" del Zodiaco, se definió donde se encontraba el Sol durante el equinoccio vernal, o punto cero de la cartografía de la bóveda celeste. Hace más de 2,500 años esta constelación era Aries "El Carnero" y se le denomino como el primer signo del Zodiaco. Hoy en día, ese punto cero se encuentra en la frontera entre la constelación de Pises y Acuario, es por esto que se dice que hemos entrado a la "Era de Acuario", cada era dura aproximadamente 2,160 años.

El origen de los nombres de las constelaciones del Zodiaco, es aun misterio, en el pasado eruditos han tratado de darle el sentido que puedan relacionar las morfología de estos grupos estelares con sus nombres y viceversa. El tema extenso y las conjeturas para dar su explicación son ilimitadas. Brevemente resumo las teorías de algunos probables orígenes de su nomenclatura, según algunos estudiosos del tema.

  • Las primeras explicaciones.

Uno de los intentos, quizá el más antiguo, es el de un poema griego escrito en versos yámbicos, que explican la relación del Zodiaco con el cambio de las estaciones del año y todo lo que implica. La fecha de la que data es muy incierta, tal ves de la época de Empédocles o tan antigua como Arato. Lo que hasta hoy se ha podido deducir, es que los nombres de los "signos" Zodiacales no se le pueden atribuir a un solo pueblo o civilización; un ejemplo claro es el de la constelación de Libra, "la balanza" , que los primitivos le llamaba con el nombre de "las Garras" nombre refiriendo por su vecina constelación de Escorpión, el cual en la antigüedad ambas constelaciones eran una sola, o sea, que las estrellas de la actual Libra pertenecían a escorpión, cuyos nombres de origen árabe de las dos principales estrellas de Libra, alfa y beta Librae significan: la primera, Zuben el Genubi "la pinza del Sur" y la segunda Zuben Eschamali, "la pinza del Norte". Parece que la constelación de Libra se convirtió en conjunto estelar independiente de Escorpión en la época de la Roma arcaica. Una de las explicaciones más cercanas, a los orígenes de los nombres de las constelaciones del Zodiaco, es la que explica la fuerte relación de estas y el Sol; como ejemplo tenemos a la constelación de Leo, que representaba la fuerza y el poder del Sol en el Verano; otro ejemplo es la constelación de Cáncer, cuya posición del Sol durante el equinoccio de Otoño, pareciera que el Sol tenia el movimiento de éste animalito al caminar, o sea, cuando el Sol en su paso por el horizonte, retrocede al llegar el equinoccio de Otoño.

  • Relación Meteorológica y agrícola.

La relaciones de las constelaciones del Zodiaco, con los cambios meteorológicos, durante las diferentes estaciones del año, es una de las teorías más, del posible origen de sus nombres; Acuario es una de esas constelaciones, relacionada con las lluvias y las inundaciones. Así, como las actividades del ser humano en la tierra, Tauro "El Toro", a decir de algunos estudiosos, podría haber representado al animal de tiro, que era utilizado en la actividad agrícola; a su ves la constelación de Virgo, con su estrella Spica "La Espiga de Trigo", simbolizaba la fertilidad de la tierra y marcaba la época del levantamiento de la cosecha.

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  • Orígenes míticos

Los orígenes míticos también pudieron tener su papel en la nomenclatura del Zodiaco (dicen los expertos); Capricornio su posición en el cielo, con respecto al solsticio de invierno en la antigüedad, posiblemente se encontraba relacionada con leyendas orientales, como la nodriza caprina, del joven dios solar "de las que Zeus y Almatea es una variante". También Pises "Los Peces", se presume en algunos registros antiguos, representan al doceavo mes y a los dioses peces, con la siembra de las semillas y con una relación mítica de la vida después de la muerte, representado en una imagen de dioses de origen asirio.

En resumen, el actual Zodiaco que hoy conocemos es el resultado de una mezcla de diferentes aportaciones culturales de distintos pueblos desde el inicio de la cultura humana. Tanto los Caldeos, Griegos, Babilonicos, Egipcios e incluso nuestra cultura moderna han influido en el moderno Zodiaco, lo único que no cambia y permanece desde lo más remoto de la historia es que el Zodiaco sigue siendo nuestro Reloj Cósmico.

        • Nebulosa:

Acumulación de gas y polvo interestelares. Las nebulosas oscuras pequeñas, de formas redondas y localizadas en los brazos de la Vía Láctea, ricos en estrellas jóvenes, se conocen con el nombre de glóbulos (que se consideran como estados primarios de la formación de las estrellas o protoestrellas). El ejemplo más conocido de nebulosa planetaria es la llamada Nebulosa del Cangrejo, para la cual se ha podido calcular la fecha en que se produjo la explosión de supernova que la originó, a partir de la medición de la velocidad de expansión de sus componentes respecto de los restos de la estrella. La identificación errónea entre galaxias y nebulosas se debe al insuficiente poder de resolución que tuvieron los telescopios durante largo tiempo, lo que no permitía diferenciarlas con claridad. De aspecto muy variado, con frecuencia las nebulosas evocan formas conocidas que les dan nombre (Nebulosa de América del Norte, Nebulosa de la Cabeza de Caballo, etc.). A pesar de ser muy numerosas y poder ser estudiadas por millares con la ayuda de telescopios potentes, presentan grandes dificultades de observación porque carecen de luz propia y la materia de que están constituidas es extremadamente difusa.

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Los gases que las forman (sobre todo hidrógeno y helio) presentan concentraciones que van desde 1 hasta 1 millón de átomos por centímetro cúbico, mientras que el polvo que contienen (elementos pesados y moléculas complejas) presenta densidades aún más bajas. A pesar de ello, estas concentraciones de materia interestelar poseen una cantidad suficiente de átomos luminiscentes y de granos de polvo capaces de reflejar la luz como para poder ser fotografiadas (empleando emulsiones muy sensibles y con tiempos de exposición muy prolongados). La dinámica de estas masas de materia está gobernada por la atracción gravitatoria, de suerte que se produce una atracción hacia el centro que, cuando alcanza una concentración suficiente, crea las condiciones adecuadas para la formación de una estrella (aislada o rodeada por un sistema planetario). Los diversos tipos de nebulosas representan los diferentes estadios que permiten al universo reutilizar la materia que se ha dispersado con anterioridad, durante los fenómenos violentos que tienen lugar en él. Cabeza de Caballo, nebulosa de la Nebulosa de la constelación de Orión, cuyo nombre se debe a su forma.

Cangrejo, nebulosa del Pequeña nebulosa planetaria de la constelación de Tauro, que constituye el resto de la explosión de una supernova que tuvo lugar en 1054. Es el objeto M1 del catálogo Messier y fue también la primera radiofuente descubierta.

        • Planeta:

Cuerpo celeste que carece de luz propia y describe una órbita, generalmente elíptica y de poca excentricidad, alrededor del Sol u otra estrella cualquiera. El brillo de los planetas se debe al hecho de que reflejan la luz que llega hasta ellos desde estrellas alrededor de las cuales gravitan. Los nueve cuerpos principales del sistema solar (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón) giran en torno al Sol acompañados de una gran cantidad de asteroides, situados en su mayoría entre las órbitas de los planetas Marte y Júpiter (cinturón de asteroides). Las leyes que rigen este movimiento planetario fueron formuladas por J. Kepler (s. XVII), quien utilizó los extensos datos recopilados por su maestro T. Brahe. Desde el punto de vista de sus propiedades físicas, los planetas pueden dividirse en dos grandes grupos: el de los que ocupan posiciones más cercanas al Sol o planetas telúricos (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) y el de aquellos que están más alejados del Sol o planetas gigantes (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno). Los primeros, que tienen dimensiones relativamente pequeñas y densidad elevada, han evolucionado mucho desde su formación. Perdieron su atmósfera original, motivo por el cual su atmósfera actual es de carácter secundario y está formada a partir de los gases emitidos durante el enfriamiento de su superficie y la propia evolución química del planeta. Por su parte, los planetas gigantes tienen un volumen y una masa mucho mayores que los cuerpos del primer grupo. Presentan una densidad relativamente baja, debido a su composición (sobre todo hidrógeno y helio), semejante a la que se supone tenía la nebulosa original que permitió su formación. Por su parte, Plutón, el más lejano, tiene unas dimensiones semejantes a las de un planeta telúrico y una densidad parecida a la de los planetas gigantes. En los últimos años, si bien no se ha logrado una evidencia incontrovertible acerca de la presencia de otros sistemas planetarios diferentes del sistema solar, se han redoblado los esfuerzos por demostrar su existencia.

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Entre los diversos criterios de clasificación de los planetas destacan el basado en la posición de su órbita, respecto de la de la Tierra, y en su semejanza con otros cuerpos notables del sistema solar. Según el primer criterio se clasifican en exteriores o superiores (aquellos cuya órbita está más allá de la de la Tierra), e inferiores o interiores (aquellos cuya órbita es interior a la de la Tierra). De acuerdo con el segundo criterio se dividen en jovianos, los semejantes a Júpiter (como Saturno, Urano y Neptuno), caracterizados por tener una densidad inferior a la de la Tierra y una atmósfera muy densa, y terrestres, los parecidos a la Tierra (como Mercurio, Venus y Marte) y caracterizados por ser un cuerpo rocoso que presenta todavía señales evidentes de la erosión de su superficie debida al vulcanismo y al bombardeo meteórico.

Como consecuencia de la rotación de la Tierra sobre sí misma, desde su superficie terrestre un observador percibe que el cielo gira; las estrellas se mueven en conjunto, es decir, sin romper su configuración en las constelaciones. Por esta razón, las estrellas recibieron el nombre de astros fijos: tal como si estuviesen adheridas a la esfera celeste y se movieran con ella.

Sin embargo, no todos los puntos luminosos del cielo nocturno son estrellas ni permanecen fijos para un determinado observador. Algunos de ellos, observados durante varias noches consecutivas, permiten advertir un desplazamiento particular sobre el fondo uniforme de estrellas: son los planetas. La palabra planeta tiene su origen en un vocablo del griego antiguo que significa "astro errante" y dio cuenta de la propiedad de desplazarse que tienen ciertos cuerpos entre las estrellas del cielo nocturno.

Los planetas son objetos cuya superficie es fría, en equilibrio térmico con la radiación solar que recibe; no generan luz y brillan reflejando la luz del Sol. El brillo aparente de un planeta varía según sea la distancia a la que se encuentre de la Tierra.

Los planetas conocidos son satélites naturales del Sol o bien satélites de otros planetas; por esta razón no tiene sentido distinguir unos de otros, ya que alrededor del Sol giran "pequeños planetas" de tamaño inferior a la Luna o al de algunas lunas de Júpiter o Saturno. Los nombres de los planetas principales (visibles a simple vista) fueron asociados con dioses de la antigüedad: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno; éstos, junto con el de la Luna y el del Sol, inspiraron los nombres de los siete días de la semana en una gran cantidad de idiomas.

Hasta el siglo XV la Tierra era considerado el astro central del universo, a cuyo alrededor giraban los restantes planetas y la esfera de las estrellas fijas (configuración conocida como sistema geocéntrico); . No debiera sorprendernos que aún hoy, esta falsa hipótesis resulte un hecho evidente para un observador que por primera vez contempla el cielo, ya que no hay una evidencia directa (observacional) que pueda mostrar la falsedad de esa hipótesis; no se manifiesta ningún indicio inmediato que permita alguna otra explicación.

Sin embargo, el rápido desarrollo de las técnicas de observación y de los métodos deductivos, ha conducido a ideas bastante más complejas acerca del universo que nos rodea y de la posición que ocupa la Tierra en el mismo.

- 60 -Vistos desde la superficie terrestre, los cinco planetas mencionados describen trayectorias no muy simples en el cielo visible; esas trayectorias son el resultado de la proyección sobre el cielo, de sus respectivas órbitas en torno al Sol, al mismo tiempo que nosotros (en la Tierra) también estamos en movimiento. Ptolomeo (año 137) diseñó un esquema geométrico y dinámico para explicar el movimiento de los planetas: supuso la Tierra ubicada en un centro y al Sol, la Luna y los planetas, girando a su alrededor en trayectorias (órbitas) circulares; más allá, se ubicaban las estrellas. Este modelo sobrevivió durante siglos, más precisamente hasta la aparición de Nicolas Copérnico (1473-1543), quien enuncia un nuevo sistema, en el cual sugiere colocar el Sol en el centro y considerar que la Tierra y los demás planetas giran a su alrededor. De esta manera, el Sistema Solar resultó bastante más simple de comprender. Con el Sol en el centro del conjunto planetario, la Tierra era ahora el tercer planeta en distancia desde él, luego de Mercurio y Venus. Después se ubica Marte, Júpiter, y por último Saturno; a su vez, la Luna comenzó a considerarse un satélite de la Tierra que giraba a su alrededor; en este modelo, las trayectorias seguían considerándose circulares. La observación de las fases de Venus (similares a las fases lunares) descubiertas en 1610 mediante el uso "por primera vez" de un telescopio, por Galileo Galilei (1564-1642), confirmaron las ideas de Copérnico sobre la estructura del Sistema Solar. En la misma época, Johannes Kepler (1571-1630) describió el movimiento planetario por medio de tres leyes fundamentales y desde entonces no quedaron dudas sobre cómo era el movimiento del sistema. Lo que hizo Kepler fue considerar que las órbitas de los planetas alrededor del Sol son elipses (que son figuras elongadas y cerradas) y no circunferencias como se había supuesto. Cabe destacar que aún hoy, las leyes de Kepler permiten no sólo explicar con bastante precisión la trayectoria de los planetas, sino también describir y calcular el recorrido de las naves espaciales. Más tarde, en 1781, W. Herschel (1738-1822) descubre observacionalmente un nuevo planeta más allá de Saturno: Urano. Desde 1801, se comenzaron a descubrir pequeños planetitas entre Marte y Júpiter, llamados genéricamente asteroides. El primero en ser hallado y también el de mayores dimensiones, se denominó Ceres.

En 1845, 64 años después del descubrimiento de Urano, los astrónomos U. Leverrier (1811-1877) y J. Adams (1819-1892) calcularon, independientemente uno del otro, la posición que debería tener un nuevo y desconocido gran planeta que explicara las perturbaciones que aparecían en el movimiento de Urano. Determinaron la ubicación que debía tener en cierta época y en qué momento se debería buscarlo en el cielo; ese planeta postulado teóricamente fue descubierto inmediatamente en el lugar indicado por Adams y Leverrier; se lo denominó Neptuno, siguiendo la tradición de adjudicarles nombres de dioses antiguos.

Planeta

Distancia del Sol
(en millones de Km)

Mercurio

57,9

Venus

108,2

Tierra

149,6

Marte

227,9

Júpiter

778,3

Saturno

1.429

Neptuno

4.504

Urano

2.875

Plutón

5.915

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En esta rápida descripción de cómo fue extendiéndose el Sistema Solar no se mencionó el descubrimiento de satélites naturales, que comenzara cuando Galileo visualizó cuatro lunas en Júpiter, y que continúa hasta el presente a través de misiones espaciales interplanetarias y observaciones telescópicas. Tampoco se han mencionado aquí a los cometas. Contamos entonces con nueve cuerpos principales (planetas), varias decenas de otros que giran en torno a los mismos (lunas) y miles de pequeños cuerpos (asteroides y cometas), todos en movimiento alrededor del Sol.

Los cometas se siguen encontrándose periódicamente y a medida que se perfeccionan los instrumentos de rastreo se hallan más y más asteroides. Inmediatamente surge el inquietante interrogante: Habrá un décimo planeta? Ciertas perturbaciones en la órbita de Plutón parecen deberse a un cuerpo celeste más lejano que posiblemente sea un planeta. Sin embargo, a pesar de que numerosas investigaciones se realizan en su búsqueda (tanto teóricas como observacionales), hasta ahora han sido infructuosas.

  • Descripción de los planetas

Por su constitución y características, se ha dividido a los planetas principales en "terrestres" (cuerpos sólidos, rodeados en ciertos casos por una tenue atmósfera de espesor correspondiente a un pequeño porcentaje de su diámetro) y "gigantes" ( astros de densidades muy bajas y grandes masas y dimensiones; la mayor parte de sus volúmenes están ocupados por sus atmósferas)

Planeta
.

Distancia del Sol
(en millones de Km)

Período Sidério (*)
.

Temperatura
Diurnas en grados C

Mercurio

57,9

88 días

+430

Venus

108,2

224,7 días

+460

Tierra

149,6

365,26 días

+22

Marte

227,9

687 días

-23

Júpiter

778,3

11,86 años

-148

Saturno

1.429

29,42 años

-179

Urano

2.875

83,75

-215

Neptuno

4.504

163,73 años

-218

Plutón

5.915

248,0 años

-230


* Período Sidério es el tiempo que un planeta tarda en completar una vuelta en torno al Sol, también se lo conoce como año del planeta. Aquí se dan unidades de días y años terrestres.

Planeta
.
.

Atmósfera
Elementos químicos
principales

Radio
(en Km)
.

Masa
(En masas solares)
.

Mercurio

No hay datos

2.489

0,055

Venus

CO2 96,5%
N2 3,5%

6.052

0,815

Tierra

N2 77%
O2 21%

6.378

1

Marte

CO2 95%
N2 2,7%

3.397

0,108

Júpiter

H 89%
He 11%

71.714

318,1

Saturno

H 96%
He 4%

60.330

95,147

Urano

H 83%
He 15%

26.200

14,6

Neptuno

H 0,85%
He 15%

25.225

17,2

Plutón

CH4 85%
He 15%

1.530

0,0025

- 63 -

Planeta
.

Densidad
(g/cm3

Período de rotación
.

Satélites
.

Mercurio

5,432

58,646 días

Ninguno

Venus

5,25

243,16 días

Ninguno

Tierra

5,52

23h 56m 4s

1

Marte

3,93

24h 37m 23s

2

Júpiter

1,33

9h 50m 30s

17

Saturno

0,69

10h 14m

18

Urano

1,24

16h 48m

21

Neptuno

1,66

18h

8

Plutón

1.1

6,39 días

1



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  • Mercurio:

  • Planeta del sistema solar más próximo al Sol (0,31 y 0,47 u.a.), alrededor del cual describe cada 88 días una órbita cuyo plano forma un ángulo de 7° con el de la eclíptica. Tiene un diámetro ecuatorial de 4.880 km, una masa 0,055 veces la de la Tierra y una densidad de 5,43 g/cm³. Gira con un período de 59 días alrededor de su eje de rotación, que forma un ángulo de aproximadamente 28° con el plano de la órbita. Su atmósfera es poco densa y la temperatura, en su superficie, oscila entre 330 °C (diurna) y -170 °C (nocturna). Es un planeta que carece de satélites. Su estructura presenta un núcleo de metal ferroso que alcanza un tamaño de 1.800 km de radio y que supone el 80% de la totalidad de la masa del planeta. Dicho núcleo está cubierto por un manto rocoso de 600 km de espesor, que sirve de base a la corteza. Mercurio está rodeado por un campo magnético (con una intensidad que apenas supera en un 1% la del campo terrestre), cuya orientación coincide con la del eje de rotación planetario. La superficie del planeta se distingue por los acantilados, cordilleras, numerosos cráteres, montañas, valles y grandes cuencas (por ejemplo, Caloris, de 1.300 km de diámetro). Sin embargo, la superficie es extremadamente inhóspita debido al alto grado de rarefacción de su tenue atmósfera, a la gran proximidad al Sol y a la inexistencia de estaciones (aunque presente cambios cíclicos ocasionados por la gran excentricidad de su órbita). Una de las características de Mercurio son los llamados tránsitos (pasos del planeta por delante del disco solar, visto desde la Tierra). La periodicidad de este fenómeno es de 3, 7, 10 o 13 años, y cada 46 se repite en idénticas condiciones. El próximo tránsito se producirá en 1999.

  • Venus:

  • Segundo planeta del sistema solar, situado entre Mercurio y la Tierra, distante 0,72 u.a. del Sol, alrededor del cual describe cada 224,7 días una órbita. Sus diámetros ecuatorial y polar miden unos 12.100 km, por lo que apenas presenta achatamiento. Tiene una masa total equivalente a 0,81 masas terrestres (es decir, el valor de la gravedad en él es de un 88% de la terrestre) y una densidad de 5,2 g/cm³. Su estructura interna es semejante a la de la Tierra y su atmósfera, muy densa, está constituida por un 98% de dióxido de carbono, un 1-3% de nitrógeno y trazas de gases nobles.

    - 64 -

    La observación directa de sus accidentes es imposible, debido a que las espesas capas de nubes impiden apreciar su superficie. Por tratarse de un planeta interior, presenta fases igual que la Luna o Mercurio. La superficie de Venus fue fotografiada por primera vez por las sondas soviéticas «Venera», y cartografiada (1978) por las estadounidenses «Pioneer-Venus» I y II. La serie de imágenes obtenidas por la sonda «Magallanes» (que ha completado la cartografía del planeta iniciada en agosto de 1990) ha permitido descubrir que Venus posee una superficie cuya edad se puede estimar entre los 100 y los 1.000 millones de años. Esto indica que los procesos de erosión superficial son relativamente recientes, si se comparan con la edad del propio planeta (unos 4.500 millones de años). También ha permitido detectar en la superficie la existencia de cadenas de montañas, calderas volcánicas, grandes corrientes de lava y múltiples fallas. El hecho de que un número significativo de cráteres de impacto aparezcan rellenos de lava hace pensar a los especialistas que la corteza del planeta es muy delgada. Además, las dimensiones de dichos cráteres son siempre superiores a los 6 km de diámetro, ya que la alta densidad de la atmósfera planetaria hace imposible que cuerpos inferiores la atraviesen y lleguen a hacer impacto sobre su superficie. Aunque se han observado también accidentes del terreno muy semejantes a los creados por los ríos en la Tierra, el hecho de que la temperatura que reina en la superficie venusina sea de aproximadamente 450 °C hace imposible que el agua sea la responsable de su formación, por lo que su aparición se atribuye a la acción de la erosión de lava muy fluida o de una mezcla de gas y polvo.

  • Tierra:

  • Tercer planeta desde el Sol y quinto en cuanto a 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, aunque algunos de los otros planetas tienen atmósferas y contienen agua.

    La Tierra no es una esfera perfecta, sino que tiene forma de pera. 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 metros.

    - 65 -

    Movimiento

    Al igual que todo el Sistema Solar, la Tierra se mueve por el espacio a razón de unos 20,1 km/s o 72,360 km/h hacia la constelación de Hércules. Sin embargo, la galaxia Vía Láctea como un todo, se mueve hacia la constelación Leo a unos 600 km/s. La Tierra y su satélite, la Luna, también giran juntas en una órbita elíptica alrededor del Sol. La excentricidad de la órbita es pequeña, tanto que la órbita es prácticamente un círculo. La circunferencia aproximada de la órbita de la Tierra es de 938.900.000 km y nuestro planeta viaja a lo largo de ella a una velocidad de unos 106.000 km/h. La Tierra gira sobre su eje una vez cada 23 horas, 56 minutos y 4,1 segundos. Por lo tanto, un punto del ecuador gira a razón de un poco más de 1.600 km/h y un punto de la Tierra a 45° de altitud N, gira a unos 1.073 km/h.

    Además de estos movimientos primarios, hay otros componentes en el movimiento total de la Tierra como la precesión de los equinoccios (véase Eclíptica) y la nutación (una variación periódica en la inclinación del eje de la Tierra provocada por la atracción gravitacional del Sol y de la Luna).

    Composición

    Se puede considerar que la Tierra se divide en cinco partes: la primera, la atmósfera, es gaseosa; la segunda, la hidrosfera, es líquida; la tercera, cuarta y quinta, la litosfera, el manto y el núcleo son sólidos. La atmósfera es la cubierta gaseosa que rodea el cuerpo sólido del planeta. Aunque tiene un grosor de más de 1.100 km, aproximadamente la mitad de su masa se concentra en los 5,6 km más bajos. La litosfera, compuesta sobre todo por la fría, rígida y rocosa corteza terrestre, se extiende a profundidades de 100 km. La hidrosfera es la capa de agua que, en forma de océanos, cubre el 70,8% de la superficie de la Tierra. El manto y el núcleo son el pesado interior de la Tierra y constituyen la mayor parte de su masa.

    La hidrosfera se compone principalmente de océanos, pero en sentido estricto comprende todas las superficies acuáticas del mundo, como mares interiores, lagos, ríos y aguas subterráneas. La profundidad media de los océanos es de 3.794 m, más de cinco veces la altura media de los continentes. La masa de los océanos es de 1.350.000.000.000.000.000 (1,35 × 1018) toneladas, o el 1/4.400 de la masa total de la Tierra.

    Las rocas de la litosfera tienen una densidad media de 2,7 veces la del agua y se componen casi por completo de 11 elementos, que juntos forman el 99,5% de su masa. El más abundante es el oxígeno (46,60% del total), seguido por el silicio (27,72%), aluminio (8,13%), hierro (5,0%), calcio (3,63%), sodio (2,83%), potasio (2,59%), magnesio (2,09%) y titanio, hidrógeno y fósforo (totalizando menos del 1%). Además, aparecen otros 11 elementos en cantidades del 0,1 al 0,02%. Estos elementos, por orden de abundancia, son: carbón, manganeso, azufre, bario, cloro, cromo, flúor, circonio, níquel, estroncio y vanadio. Los elementos están presentes en la litosfera casi por completo en forma de compuestos más que en su estado libre.

    - 66 -

    La litosfera comprende dos capas (la corteza y el manto superior) que se dividen en unas doce placas tectónicas rígidas (véase Tectónica de placas). La corteza misma se divide en dos partes. La corteza siálica o superior, de la que forman parte los continentes, está constituida por rocas cuya composición química media es similar a la del granito y cuya densidad relativa es de 2,7. La corteza simática o inferior, que forma la base de las cuencas oceánicas, está compuesta por rocas ígneas más oscuras y más pesadas como el gabro y el basalto, con una densidad relativa media aproximada de 3.

    La litosfera también incluye el manto superior. Las rocas a estas profundidades tienen una densidad de 3,3. El manto superior está separado de la corteza por una discontinuidad sísmica, la discontinuidad de Mohorovicic, y del manto inferior por una zona débil conocida como astenosfera. Las rocas plásticas y parcialmente fundidas de la astenosfera, de 100 km de grosor, permiten a los continentes trasladarse por la superficie terrestre y a los océanos abrirse y cerrarse.

    El denso y pesado interior de la Tierra se divide en una capa gruesa, el manto, que rodea un núcleo esférico más profundo. El manto se extiende desde la base de la corteza hasta una profundidad de unos 2.900 km. Excepto en la zona conocida como astenosfera, es sólido y su densidad, que aumenta con la profundidad, oscila de 3,3 a 6. El manto superior se compone de hierro y silicatos de magnesio como el olivino y la parte inferior de una mezcla de óxidos de magnesio, hierro y silicio.

    La investigación sismológica ha demostrado que el núcleo tiene una capa exterior de unos 2.225 km de grosor con una densidad relativa media de 10. Esta capa es probablemente rígida y los estudios demuestran que su superficie exterior tiene depresiones y picos, y estos últimos se forman donde surge la materia caliente. Por el contrario, el núcleo interior, cuyo radio es de unos 1.275 km, es sólido. Se cree que ambas capas del núcleo se componen en gran parte de hierro con un pequeño porcentaje de níquel y de otros elementos. Las temperaturas del núcleo interior pueden llegar a los 6.650 °C y se considera que su densidad media es de 13.

    Fluido térmico interno

    El núcleo interno irradia continuamente un calor intenso hacia afuera, a través de las diversas capas concéntricas que forman la porción sólida del planeta. Se cree que la fuente de este calor es la energía liberada por la desintegración del uranio y otros elementos radiactivos. Las corrientes de convección dentro del manto trasladan la mayor parte de su energía térmica desde la profundidad de la Tierra a la superficie y son la fuerza conductora de la deriva de los continentes. El flujo de convección proporciona las rocas calientes y fundidas al sistema mundial de cadenas montañosas oceánicas (véase Océanos y oceanografía) y suministra la lava que sale de los volcanes.

    - 67 -

    Edad y origen de la Tierra

    La datación radiométrica ha permitido a los científicos calcular la edad de la Tierra en 4.650 millones de años. Aunque las piedras más antiguas de la Tierra datadas de esta forma, no tienen más de 4.000 millones de años, los meteoritos, que se corresponden geológicamente con el núcleo de la Tierra, dan fechas de unos 4.500 millones de años, y la cristalización del núcleo y de los cuerpos precursores de los meteoritos, se cree que ha ocurrido al mismo tiempo, unos 150 millones de años después de formarse la Tierra y el Sistema Solar (véase Sistema Solar: Teorías sobre el origen).

    Después de condensarse a partir del polvo cósmico y del gas mediante la atracción gravitacional, la Tierra habría sido casi homogénea y relativamente fría. Pero la continuada contracción de estos materiales hizo que se calentara, calentamiento al que contribuyó la radiactividad de algunos de los elementos más pesados. En la etapa siguiente de su formación, cuando la Tierra se hizo más caliente, comenzó a fundirse bajo la influencia de la gravedad. Esto produjo la diferenciación entre la corteza, el manto y el núcleo, con los silicatos más ligeros moviéndose hacia arriba para formar la corteza y el manto y los elementos más pesados, sobre todo el hierro y el níquel, sumergiéndose hacia el centro de la Tierra para formar el núcleo. Al mismo tiempo, la erupción volcánica, provocó la salida de vapores y gases volátiles y ligeros de manto y corteza. Algunos eran atrapados por la gravedad de la Tierra y formaron la atmósfera primitiva, mientras que el vapor de agua condensado formó los primeros océanos del mundo.

    Magnetismo terrestre

    El fenómeno del magnetismo terrestre es el resultado del hecho de que toda la Tierra se comporta como un enorme imán. El físico y filósofo natural inglés William Gilbert fue el primero que señaló esta similitud en 1600, aunque los efectos del magnetismo terrestre se habían utilizado mucho antes en las brújulas primitivas.

    Polos magnéticos

    Los polos magnéticos de la Tierra no coinciden con los polos geográficos de su eje. El polo norte magnético se sitúa hoy cerca de la costa oeste de la isla Bathurst en los Territorios del Noroeste en Canadá, casi a 1.290 km al noroeste de la bahía de Hudson. El polo sur magnético se sitúa hoy en el extremo del continente antártico en Tierra Adelia, a unos 1.930 km al noreste de Little America (Pequeña América).

    Las posiciones de los polos magnéticos no son constantes y muestran notables cambios de año en año. Las variaciones en el campo magnético de la Tierra incluyen una variación secular, el cambio en la dirección del campo provocado por el desplazamiento de los polos. Esta es una variación periódica que se repite después de 960 años. También existe una variación anual más pequeña, al igual que se da una variación diurna, o diaria, que sólo es detectable con instrumentos especiales.

    - 68 -

    Teoría de la dinamo

    Las mediciones de la variación muestran que todo el campo magnético tiene tendencia a trasladarse hacia el Oeste a razón de 19 a 24 km por año. El magnetismo de la Tierra es el resultado de una dinámica más que una condición pasiva, que sería el caso si el núcleo de hierro de la Tierra estuviera compuesto por materia sólida magnetizada. El hierro no retiene un magnetismo permanente a temperaturas por encima de los 540 °C, y la temperatura en el centro de la Tierra puede ascender a los 6.650 °C. La teoría de la dinamo sugiere que el núcleo de hierro es líquido (excepto en el mismo centro de la Tierra, donde la presión solidifica el núcleo), y que las corrientes de convección dentro del núcleo líquido se comportan como las láminas individuales en una dinamo, creando de este modo un gigantesco campo magnético. El núcleo sólido interno gira más despacio que el núcleo exterior, explicándose así el traslado secular hacia el Oeste. La superficie irregular del núcleo exterior puede ayudar a explicar algunos de los cambios más irregulares en el campo.

    Intensidad del campo

    El estudio de la intensidad del campo magnético de la Tierra es valioso desde el punto de vista de la ciencia pura y de la ingeniería y también para la prospección geológica de minerales y de fuentes de energía. Las mediciones de intensidad se hacen con instrumentos llamados magnetómetros, que determinan la intensidad total del campo y las intensidades en dirección horizontal y vertical. La intensidad del campo magnético de la Tierra varía en diferentes puntos de su superficie. En las zonas templadas asciende a unos 48 amperios/metro, de los cuales un tercio se da en dirección horizontal.

    Paleomagnetismo

    Estudios de antiguas rocas volcánicas muestran que al enfriarse se `congelaban' con sus minerales orientados en el campo magnético existente en aquel tiempo. Mediciones mundiales de estos depósitos minerales muestran que a través del tiempo geológico la orientación del campo magnético se ha desplazado con respecto a los continentes, aunque se cree que el eje sobre el que gira la Tierra ha sido siempre el mismo. Por ejemplo, el polo norte magnético hace 500 millones de años estaba al sur de Hawai y durante los siguientes 300 millones de años el ecuador magnético atravesaba los Estados Unidos. Para explicar esto, los geólogos creen que diferentes partes de la corteza exterior de la Tierra se han desplazado poco a poco en distintas direcciones. Si esto fuera así, los cinturones climáticos habrían seguido siendo los mismos, pero los continentes se habrían desplazado lentamente por diferentes `paleolatitudes'.

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    Modificaciones magnéticas

    Recientes estudios de magnetismo remanente (residual) en rocas y de las anomalías magnéticas de la cuenca de los océanos han demostrado que el campo magnético de la Tierra ha invertido su polaridad por lo menos 170 veces en los pasados 100 millones de años. El conocimiento de estas modificaciones, datables a partir de los isótopos radiactivos de las rocas, ha tenido gran influencia en las teorías de la deriva continental y la extensión de las cuencas oceánicas.

    Electricidad terrestre

    Se conocen tres sistemas eléctricos generados en la Tierra y en la atmósfera por procesos geofísicos naturales. Uno de ellos está en la atmósfera y otro está dentro de la Tierra, fluyendo paralelo a la superficie. El tercero, que traslada carga eléctrica entre la atmósfera y la Tierra, fluye en vertical. Véase Electricidad.

    La electricidad atmosférica, excepto aquella que se asocia con cargas dentro de una nube y ocasiona el relámpago, es el resultado de la ionización de la atmósfera por la radiación solar y a partir del movimiento de nubes de iones conducidas por mareas atmosféricas. Las mareas atmosféricas se producen por la atracción gravitacional del Sol y la Luna sobre la atmósfera de la Tierra (véase Gravitación) y, al igual que las mareas oceánicas, suben y bajan a diario. La ionización y, por consiguiente, la conductividad eléctrica de la atmósfera cercana a la superficie de la Tierra es baja, pero crece con rapidez al aumentar la altura. Entre los 40 y los 400 km por encima de la Tierra, la ionosfera constituye una capa esférica casi perfectamente conductora. La capa refleja las señales de radio de ciertas longitudes de onda, ya se originen en la Tierra o lleguen a la Tierra desde el espacio. La ionización de la atmósfera varía mucho, no sólo con la altura sino también con la hora del día y la latitud.

    Corrientes de la Tierra

    Las corrientes de la Tierra constituyen un sistema mundial de ocho circuitos cerrados de corriente eléctrica distribuidos de una forma bastante uniforme a ambos lados del ecuador, además de una serie de circuitos más pequeños cerca de los polos. Aunque se ha argumentado que este sistema está ocasionado por los cambios diarios en la electricidad atmosférica (y esto puede ser cierto para variaciones de periodo corto), es probable que los orígenes del sistema sean más complejos. El núcleo de la Tierra, que está compuesto por hierro fundido y níquel, puede conducir electricidad y es comparable con el armazón de un generador eléctrico gigantesco. Se considera que las corrientes de convección mueven el metal fundido en circuitos relacionados con el campo magnético de la Tierra y se ven reflejados en el sistema de las corrientes de la Tierra que producen.

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    La carga de la superficie de la Tierra

    La superficie de la Tierra tiene carga eléctrica negativa. Aunque la conductividad del aire cerca de la Tierra es pequeña, el aire no es un aislante perfecto y la carga negativa se consumiría con rapidez si no se repusiera de alguna forma.

    Cuando se han realizado mediciones con buen tiempo, se ha observado que un flujo de electricidad positiva se mueve hacia abajo desde la atmósfera hacia la Tierra. La causa es la carga negativa de la Tierra, que atrae iones positivos de la atmósfera. Aunque se ha sugerido que este flujo descendente puede ser contrarrestado por flujos positivos ascendentes en las regiones polares, la hipótesis preferida hoy es que la carga negativa se traslada a la Tierra durante las tormentas y que el flujo descendente de corriente positiva durante el buen tiempo se contrarresta con un flujo de regreso de la corriente positiva desde zonas de la Tierra que experimentan tiempo tormentoso. Se ha comprobado que la carga negativa se traslada a la Tierra desde nubes de tormenta y la relación en la que las tormentas desarrollan energía eléctrica es suficiente para reponer la carga de la superficie. Además, la frecuencia de tormentas parece ser mayor durante el día, cuando la carga negativa aumenta con mayor rapidez.

    • Marte:

    El más exterior de los planetas terrestres del sistema solar, distante 1,52 u.a. del Sol, alrededor del cual describe cada 687 días (año marciano) una órbita elíptica a lo largo de un plano que forma 1,7° con la eclíptica. Su diámetro es de 6.789 km y presenta un achatamiento muy pequeño. La masa de Marte es 0,107 veces la de la Tierra y el valor de la gravedad en su superficie es 0,377 veces el terrestre. La inclinación de 1,85° de su plano orbital, respecto al de la eclíptica, y la de su eje de rotación hacen que el planeta presente fenómenos de estacionalidad (fusión de los hielos de los casquetes polares).

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    La atmósfera del planeta está compuesta fundamentalmente por CO&.Sub2, siendo la temperatura diurna de unos 25 °C y la nocturna de hasta -65 °C. La presencia de pequeños canales tributarios indica la existencia de agua en épocas remotas. Marte posee dos satélites (Fobos y Deimos), irregulares y de pequeñas dimensiones, y ha sido explorado por las sondas «Mariner» y «Viking». Por su parte, las sondas «Fobos» I y II (7 y 12 de julio de 1988) permitieron determinar el campo magnético del planeta, recoger datos acerca de su atmósfera y de minerales que contienen agua cristalizada, y obtener el primer mapa térmico de la superficie marciana.

    Deimos Satélite de Marte, situado a una distancia del centro del planeta de 20.000 km. Tiene un diámetro del orden de 10 km y una magnitud visual máxima de 12. Su período de revolución es de 1 día, 6 horas, 17 minutos y 55 segundos.

    Fobos (ASTR.) Satélite de Marte, situado a una distancia media del centro del planeta de 9.370 km. Tiene un diámetro medio de aproximadamente 15 km y una magnitud visual máxima de 11,5. Su período de revolución es de 7 horas y 39 minutos.

    • Júpiter:

    El mayor de los planetas del sistema solar, con una masa 318 veces la masa terrestre y un diámetro ecuatorial 11 veces mayor, situado a 5,2 u.a. del Sol, alrededor del cual describe cada 11,9 años una órbita en un plano que forma 1,3° con la eclíptica. El semieje mayor de su órbita mide 5.203 u.a. y su excentricidad es de 0,048. Debido al corto período de rotación alrededor de su eje (9 h 50 min), presenta un fuerte achatamiento por los polos. La gravedad en Júpiter es 2,5 veces más intensa que en la Tierra, y su campo magnético cinco veces más intenso que el terrestre. La estructura del planeta presenta un núcleo rocoso, cubierto a partir de los 25.000 km por hidrógeno metálico y sobre el que descansa una capa de 1.000 km de espesor de hidrógeno líquido. El planeta está rodeado (hasta una altitud de 1.000 km) por una atmósfera de hidrógeno y helio, caracterizada por la presencia de manchas irregulares (entre ellas, la Gran Mancha Roja). Las zonas claras de la atmósfera son áreas de nubes altas, sustentadas por la convección de gases calientes.

    - 72 -

    Por su parte, los cinturones oscuros corresponden a corrientes descendentes de gas y nubes más bajas. Alrededor de Júpiter orbitan 16 satélites y un anillo, situado a 1.450.000 km del centro del astro. Ha sido explorado y fotografiado desde 278.000 y 650.000 km de distancia, al paso de las sondas espaciales «Voyager» 1 y 2 por su sistema en el año 1979, lo que permitió descubrir que la Gran Mancha Roja corresponde a una zona de altas presiones. La sonda «Galileo», lanzada en 1989, va ahora camino de Júpiter, si bien siguiendo una trayectoria indirecta (pasando por las proximidades de Venus y dos veces por las proximidades de la Tierra, a 300 km de altitud), para entrar en órbita alrededor del planeta. Poco antes de llegar a Júpiter se lanzará una sonda que se adentrará en la atmósfera planetaria, desde donde enviará datos previamente a su destrucción.

    Adrastea (ASTR.) Satélite de Júpiter, con unas dimensiones de 24 x 20 x 16 km, situado a una distancia media del centro del planeta de 128.980 km. Con una magnitud de 18,9, su órbita no presenta ni excentricidad ni inclinación. Su período de revolución es de 0,297 días.

    Amaltea (ASTR.) Satélite de Júpiter, con unas dimensiones de 270 x 166 x 150 km, situado a una distancia media del centro del planeta de 181.300 km. Con una magnitud de 14,1, su órbita tiene una excentricidad de 0,003 y una inclinación de 0,5° Su período de revolución es de 0,489 días.

    Ananke (ASTR.) Satélite de Júpiter, con un diámetro de 30 km, situado a una distancia media del centro del planeta de 20.700.000 km. Con una magnitud de 18,9, su órbita tiene una excentricidad de 0,169 y una inclinación de 147°. Su período de revolución es de 617 días.

    Calixto (ASTR.) Satélite de Júpiter, con una magnitud visual de 6,3 y un diámetro de 5.180 km, que se encuentra situado a 1.884.000 km del planeta, a cuyo alrededor orbita con un período de 16 días, 16 horas, 32 minutos y 11 segundos.

    Carmé (ASTR.) Undécimo satélite de Júpiter que, con un diámetro de 20 km, orbita a una distancia de 20.818.000 km del planeta con un período de revolución de 600 días. Tiene una magnitud de 19.

    Europa (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a una distancia media del centro del planeta de 671.400 km. Tiene un diámetro de unos 3.100 km y una magnitud visual máxima de 5,7. Su período de revolución es de 3 días, 13 horas, 13 minutos y 42 segundos.

    Ganimedes (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a una distancia media del centro del planeta de 1.071.000 km. Tiene un diámetro de unos 5.600 km y una magnitud visual máxima de 5,0. Su período de revolución es de 7 días, 3 horas, 42 minutos y 33 segundos.

    Himalia (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a una distancia media del centro del planeta de 11.470.000 km. Tiene un diámetro de unos 186 km y una magnitud visual máxima de 14,8. Su período de revolución es de 250 días, 14 horas, 52 minutos y 48 segundos.

    - 73 -

    Ío (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a una distancia media del centro del planeta de 422.000 km. Tiene un diámetro de unos 3.730 km y una magnitud visual máxima de 5,5. Su período de revolución es de 1 día, 18 horas, 27 minutos y 35 segundos.

    Metis (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a una distancia media del centro del planeta de 128.200 km. Tiene un diámetro de unos 40 km y una magnitud visual máxima de 17,5. Su período de revolución es de 17 horas, 38 minutos y 24 segundos.

    Pasiphae (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a una distancia media del centro del planeta de 23.300.000 km. Tiene un diámetro de unos 50 km y una magnitud visual máxima de 17,0. Su período de revolución es de 735 días.

    Sinope (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a una distancia media del centro del planeta de 23.700.000 km. Tiene un diámetro de unos 36 km y una magnitud visual máxima de 18,3. Su período de revolución es de 758 días.

    Tebe (ASTR.) o Thebe (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a una distancia media del centro del planeta de 223.000 km. Tiene un diámetro de unos 110 km y una magnitud visual máxima de 15,6. Su período de revolución es de 40 horas y 30 minutos.

    • Saturno:

    Antigua divinidad itálica, identificada con el Cronos griego. Hijo de Urano y de Gea, destronó a su padre y le mutiló para que no pudiera tener descendencia. Casó con Rea e iba devorando a sus hijos para impedir que se sublevaran contra él. Uno de ellos, Júpiter, se pudo salvar y le echó del cielo. Saturno se refugió en el Lacio. Según Varrón, se instaló en el lugar que después ocuparía Roma, donde instauró un reinado caracterizado por la abundancia y por la riqueza. Se le considera el dios de los vendimiadores y de los campesinos.

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    Se le representaba armado con una hoz o con una podadera. Las fiestas consagradas al dios eran las saturnales, con las que terminaba el año. Con posterioridad, con la romanización de África, su culto se extendió a los países púnicos, donde se le identificó con el dios Baal.

    • Urano:

    Planeta exterior del sistema solar, situado más allá de la órbita de Saturno, que dista 19 u.a. del Sol, alrededor del cual describe cada 84,01 años (año uraniano) una órbita elíptica. Su diámetro ecuatorial es de 51.200 km mientras que el diámetro polar mide 49.200 km, por lo que su radio medio vale 25.600 km. Tiene una masa igual a 14,5 masas terrestres y una densidad media de 1,24. Gira con un período de 17,24 horas alrededor de su eje de rotación, situado casi exactamente en el plano de su órbita antihoraria alrededor del Sol, formando un ángulo de 98° respecto de la vertical al plano de ésta. Los datos relativos a su tamaño y densidad media sugieren que su interior está constituido básicamente por un núcleo formado por rocas y elementos pesados, rodeado a su vez por una densa atmósfera cuyas capas superficiales constan de una mezcla de hidrógeno y helio. La presencia de otras sustancias da lugar a la formación de nubes de cristales de hielo. Por su parte, las responsables de la tonalidad azul verdosa son las nubes de metano que contiene su envoltura gaseosa. En zonas más próximas al planeta, se encuentran capas formadas por sustancias con un punto de congelación más elevado, tales como agua, amoníaco e hidrosulfuro de amonio. Las nubes de metano, que se estructuran formando una serie de bandas apenas perceptibles, son arrastradas por vientos, similares a los terrestres, que circulan de E a O. La temperatura, en los polos y en el ecuador del planeta, es de -232 °C y desciende hasta uno o dos grados en latitudes medias. La sonda «Voyager II» confirmó la existencia de hasta 9 anillos y descubrió la presencia de más de un centenar de bandas que desde la Tierra resultan casi transparentes e invisibles. Los anillos, estrechos y muy oscuros, no son circulares y algunos se encuentran fuera del plano del ecuador. Con anchuras que oscilan entre 1 y 100 km, están constituidos por partículas de dimensiones comprendidas entre los pocos centímetros y varios metros, mientras que por su parte el polvo que forma las bandas apenas supera las dos centésimas de milímetro. En el interior de la zona de anillos se descubrieron 10 nuevos satélites, que constituyen probablemente la fuente de las partículas que los forman.

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    Ariel Satélite de Urano, con un diámetro de 1.330 km, situado a una distancia media del centro del planeta de 191.020 km. Con una magnitud de 14,4, su órbita tiene una inclinación de 0,003 y una excentricidad de 0,3°. Su período de revolución es de 2.520 días.

    Miranda Satélite de Urano, situado a una distancia media del centro del planeta de 129.900 km. Tiene un diámetro de aproximadamente 500 km y una magnitud visual máxima de 16,5. Su período de revolución es de 1 día, 24 horas, 46 minutos y 48 segundos.

    Oberón Satélite de Urano, situado a una distancia media del centro del planeta de 586.200 km. Tiene un diámetro de aproximadamente 1.600 km y una magnitud visual máxima de 14,2. Su período de revolución es de 13 días, 11 horas y 24 minutos.

    Titania Satélite de Urano, situado a una distancia media del centro del planeta de 438.700 km. Tiene un diámetro de aproximadamente 1.700 km y una magnitud visual máxima de 14,0. Su período de revolución es de 8 días, 16 horas y 56 minutos.

    Umbriel Satélite de Urano, situado a una distancia media del centro del planeta de 267.200 km. Tiene un diámetro de aproximadamente 700 km y una magnitud visual máxima de 15,8. Su período de revolución es de 4 días, 3 horas y 37 minutos.

    • Neptuno:

    Octavo planeta del sistema solar, distante 30.142 u.a. del Sol, alrededor del cual describe cada 164,8 años una órbita elíptica a lo largo de un plano que forma 1,8° con el de la eclíptica. Su diámetro ecuatorial es de 49.500 km y presenta un achatamiento muy pequeño. Tiene una masa 17,2 veces la de la Tierra y una densidad de 1,71 g/cm³. La atmósfera del planeta está compuesta fundamentalmente por hidrógeno, helio y metano y presenta una temperatura de -217 °C. Neptuno emite señales radioeléctricas, que han permitido determinar su período de rotación (16 h 3 min) con toda exactitud. Fue explorado por la sonda interplanetaria «Voyager II» (agosto de 1989), lo que permitió captar imágenes del planeta y de sus dos satélites (Nereida y Tritón).

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    Es de color azul grisáceo y presenta una mancha azul de grandes dimensiones situada en el ecuador planetario, de características semejantes a la Gran Mancha Roja de Júpiter. Asimismo, en su atmósfera se han registrado vientos con velocidades de hasta 1.120 km/h y se han descubierto varios anillos y seis nuevos satélites naturales (con diámetros comprendidos entre 50 y 200 km). También ha sido posible observar la evolución de formaciones de nubes en la ionosfera planetaria. Nereida (ASTR.) Satélite de Neptuno, situado a una distancia media del centro del planeta de 5.560.000 km. Tiene un diámetro de aproximadamente 300 km y una magnitud visual máxima de 19,5. Su período de revolución es de 359 días y 14 horas.

    Tritón (ASTR.) Satélite de Neptuno, situado a una distancia media del centro del planeta de 354.000 km. Tiene un diámetro de aproximadamente 5.000 km y una magnitud visual máxima de 13,6. Su período de revolución es de 5 días, 21 horas, 2 minutos y 40 segundos.

    •  Plutón:

    Noveno planeta del sistema solar, el más alejado de su centro, descubierto en 1930 por el astrónomo estadounidense C. W. Tombaugh. Dista 29,58 y 49,30 u.a. del Sol, alrededor del cual describe cada 247,7 años una órbita elíptica a lo largo de un plano que forma 17,2° con el de la eclíptica. Su diámetro ecuatorial es de 2.300 km y presenta un achatamiento muy pequeño. Tiene una masa 0,003 veces la de la Tierra y una densidad de 2 g/cm³, lo que hace suponer que posee un núcleo rocoso rodeado por un manto líquido. Gira con un período de 6 días y 9 horas alrededor de su eje de rotación. Su atmósfera está compuesta fundamentalmente por argón, metano, nitrógeno, oxígeno, monóxido de carbono y trazas de otros gases, siendo la temperatura de unos -230 °C. Posee un satélite, Caronte (descubierto por Christy en 1978), cuyo radio mide unos 593 km y que describe una órbita a unos 20.000 km de distancia del centro del planeta. Plutón se diferencia mucho del resto de los planetas del sistema solar, debido a que su órbita es más excéntrica y está más inclinada con respecto de la eclíptica que la de cualquiera de los demás planetas. Las observaciones astronómicas realizadas durante los últimos años, si bien han confirmado algunas de sus características físicas principales, no han permitido obtener un conocimiento exhaustivo del planeta, por lo que se desconocen por ahora algunos datos acerca de su atmósfera, magnetosfera, etc.

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    Debido al hecho de que su estructura aparece muy semejante a la de Tritón (el gran satélite de Neptuno), algunos especialistas sospechan que la formación de ambos astros se produjo en regiones más remotas del sistema solar y que, mientras que el primero fue capturado por Neptuno, el segundo llegó a ocupar una órbita estable del sistema. En cuanto al tipo de sistema formado por Plutón y Caronte, dado que este último gira sincrónicamente con el planeta y tiene un diámetro que es la mitad del radio del primero, en la actualidad se acepta que los dos cuerpos constituyen una especie de planeta doble.

    Caronte (ASTR.) Satélite de Plutón, de 2.000 km de diámetro, que orbita a una distancia de 19.000 km del planeta. Descubierto en 1978, tiene un período de 6,386 días y describe una órbita con una inclinación de 65° respecto de la del planeta. Con una magnitud de 16,9, su albedo es de 0,2 y su densidad vale 0,5.


          • Las leyes de Kepler

    Astronomía
    Estas leyes han tenido un significado especial en el estudio de los astros, ya que permitieron describir su movimiento; fueron deducidas empíricamente por Johannes Kepler (1571-1630) a partir del estudio del movimiento de los planetas, para lo cual se sirvió de las precisas observaciones realizadas por Tycho Brahe (1546-1601). Sólo tiempo después, ya con el aporte de Isaac Newton (1642-1727), fue posible advertir que estas leyes son una consecuencia de la llamada Ley de Gravitación Universal.

    La primera de estas leyes puede enunciarse de la siguiente manera:

    Los planetas en su desplazamiento alrededor del Sol describen elipses, con el Sol ubicado en uno de sus focos.

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    Debe tenerse en cuenta que las elipses planetarias son muy poco excéntricas (es decir, la figura se aparta poco de la circunferencia) y la diferencia entre las posiciones extremas de un planeta son mínimas (a la máxima distancia de un planeta al Sol se denomina afelio y la mínima perihelio). La Tierra, por ejemplo, en su mínima distancia al Sol se halla a 147 millones de km, mientras que en su máxima lejanía no supera los 152 millones de Km

    La segunda ley, puede expresarse como:

    Las áreas barridas por el segmento que une al Sol con el planeta (radio vector) son proporcionales a los tiempos empleados para describirlas.

    Esta ley implica que el radio vector barre áreas iguales en tiempos iguales; esto indica que la velocidad orbital es variable a lo largo de la trayectoria del astro siendo máxima en el perihelio y mínima en el afelio (la velocidad del astro sería constante si la órbita fuera un círculo perfecto). Por ejemplo, la Tierra viaja a 30,75 km/seg en el perihelio y "rebaja" a 28,76 en el afelio.

    La tercera ley, finalmente, dice que:

    El cuadrado del período de revolución de cada planeta es proporcional al cubo de la distancia media del planeta al Sol.

    La tercera ley permite deducir que los planetas más lejanos al Sol orbitan a menor velocidad que los cercanos; dice que el período de revolución depende de la distancia al Sol.

    Pero esto sólo es válido si la masa de cada uno de los planetas es despreciable en comparación al Sol. Si se quisiera calcular el período de revolución de astros de otro sistema planetario, se debería aplicar otra expresión comúnmente denominada tercera ley de Kepler generalizada.

    Esta ley generalizada tiene en cuenta la masa del planeta y extiende la tercera ley clásica a los sistemas planetarios con una estrella central de masa diferente a la del Sol.

          • Breve historia de la Astronomia

    • Astronomia Antigua

    Alrededor del 4000 (?) A.C.

    La más antigua observacion astronomica jamas escrita (Egipto y America Central)

    Alrededor del 3000 A.C.

    Los primeros materiales astronomicos escritos (Egipto, China, Mesopotamia y America Central)

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    2697 A.C.

    La primera obsefvacion datada de un eclipse Solar (China)

    Alrededor del 2000 A.C.

    Los primeros calendarios Solares-Lunares y Mesopotamia

    Stonehenge Sanctuary (England)

    Primeros dibujos de constelaciones hechos por antiguos astronomos

    VI centenario A.C.

    Pythagoras y Thales de Mileto wapeculan que la tierra es esferica.

    alrededor del 330 A.C.

    Aristoteles En los Cielos

    Alrededor del 280 A.C.

    Aristarco de Samos sugiere que la tierra da vueltas alrededor del Sol. (Concepto heliocentrico del Universo. Él propone la primera estimacion de la distancia Tierra-Sol.

    Alrededor del 240 A.C

    Eratostenes de Cirena (hoy Shahhat, Libia) midio con bastante exactitudla circunferencia de la Tierra por determinacion de la diferencia de latitud entre las ciudades de Siena y Alejandria, Egipto.

    Alrededor del 130 A.C

    Hipparco descubre la precesion de los equinocios y hace el primer catalogo estelar y cartas. ( Alrededor de 1000 de las estrellas más brillantes)

    45 A.C

    Introduccion del calendario Juliano (puramente un calendario solar) en el imperio romano siguiendo el consejo del astronomo Griego Sosigenes

    Alrededor del 140 D.C

    Ptolemy sugiere la teoria geocentrica del Universo es su famoso trabajo Mathematike Syntaxis Reconoce que es la traduccion del libro ¡rabe Almagest

    • Astronomia medieval

    IX-XI century A.D.

    Desarrollo intensivo de la astronomÌa Arabe y Persa (cartas estelares y catalogos, movimiento de la Luna y los planetas, mejores estimaciones del tamaÒo de la tierra, y mejoras en el calendario

    A.D. 813

    Al Mamon funda la escuela de Bagdad de astronomÌa. Mathematike Syntaxis por Ptolemy se traduce al Arabe como al-Majisti (Gran trabajo) despues nombrado por los escorares de Latin Almagest

    D.C 903

    Al-Sufi acabo de dibujar su catalogo estelar

    1054

    Astronomos chinos observan una supernova en Tauro (Ahora, el resto de esa supernova, es sabido que es la Nebulosa del Cangrejo (M1)

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    • Astronomia del Renacimiento

    1543

    Copernico publica De Revolutionibus Orbium Coelestium in which he provides mathematical evidence for the heliocentric theory of the Universe.

    1572

    Tycho Brahe descubre una supernova en la constelacion Cassiopeia (ahora, los restos de esa supernova se sabe que son Cassiopeiae A).

    1576

    Tycho Brahe funda el observatorio en Uraniborg.

    1582 (October 15)

    El Papa Gregorio XIII introduce el calendario Gregoriano.

    1595

    David Fabricius descubre el largo periodo en la estrella variable en la constelacionCetus, llamada Mira Ceti.
     

    1600 (February 17)

    Giordano Bruno despues de estar 8 aÒos en prisiÛn es acusado de blasfemia, conducta inmoral, y herejia por exigir la doctrina oficial de la Iglesia sobre el origen y estructura del universo y fue quemado en la hogera en el Campo dei Fiori.

    1603

    Johann Bayer publica su catalogo estelar, Uranometria. Él introduce la llamada designacion de Bayer, sistema de asignacion de letras Griegas a las estrellas que son muy utilizadas hoy en dia.

    1604

    Kepler descubre una supernova en Ofiuco.

    1608

    Lippershey, un fabricante de gafas de Dutch inventa el primer telescopio.

    1609

    Galileo es el primero que observa con telescopio con fines astronomicos (descubre las cuatro lunas Jovianas, los crateres lunares, y la Via Lactea.

    La primera de las dos leyes de Kepler de los Movimientos Planetarios fueron expuestas.

    1611

    Galileo, Scheiner, y Fabricius observan las manchas solares.

    1612

    Peiresc descubre la Nebulosa de Orion (M42).

    1619

    Kepler Publica la tercera ley del movimiento planetario Harmonice Mundi (Harmonia en el mundo).

    1631

    Kepler predice el transito de Mercurio y es observado por Gassendi.

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    1632

    Galileo publica su Dialogo con los dos jefes de los sistemas mundiales - la discusion de la hipotesis Ptolemaic y Copernican en relacion con el fisico de tides ( la version original incluia el titulo Dialogo encima del Tides -fue licenciado y alterado por los Catolicos censuradores en Roma.

    1633

    Galileo esta forzado por la Inquisicion a retraerse de sus teorias.

    1639

    Jeremiah Horrocks observa el transito de Venus

    1647

    Hevelius - el astronomo de Gdansk - publica un mapa de la Luna.

    1656

    Huyghens descubre la naturaleza de los anillos de Saturno y Titan - El satelite mas grande de Saturno.

    Fundacion del observaorio de Copenaghe.

    1659

    Huyghen observa seÒales en Marte.

    1666

    Cassini observa los polos de Marte.

    1668

    Newton construye el primer telescopio reflector (Newtoniano).

    1669

    Montanari descubre la naturaleza varible de Algol.

    1671

    Fundacion del observatorio de Paris.

    1675

    Fundacion del Observatorio de Grenwich.

    Romer mide la velocidad de la luz.

    Cassini descubre la division principal de los anillos de Saturno.

    1683

    Casini observa las luces zodiacales.

    • Astronomia Moderna

    1687

    Sir Issac Newton publica su revolucionario Philosophiae Naturalis Principia Mathematica estableciendo la teoria de la gravitacion universal que esta considerada un punto importante en la historia de la ciencia.

    1705

    Halley predice el retorno del cometa Halley en 1758.

    1725

    Flamsteed - el primere astronomo Real de Inglaterra - publica su catalogo estelar. El introduce la numeracion de las estrellas de la constelacion en orden ascendente de la ascension recta.

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    1728

    Halley descubre el movimiento estelar. James Bradley propone la teoria de la aberracion de las estrellas fijas, incluyendo la aberracion de la luz.

    1729

    Chester More Hall propone el principio del refractor acromatico.

    1744

    Seis colas observadas en el cometa Cheseaux.

    1750

    Thomas Wright especula acerca del origen del sistema solar.

    1755

    Immanuel Kant propone la hipotesis del origen de los cuerpos celestiales.

    1758

    Palitzsch observa el cometa Halley con el retorno predecido previamente.

    1761

    Lomonosov descubre la atmosfera de Venus.

    1767

    La fundacion del Almanaque Nautico.

    1781

    Charles Messier, buscando cometas, descubre varios objetos del cielo profundo (galaxias, nebulosas, y cumulos estelares) que compilo en su catalogo.

    Herschel descubre Urano.

    1784

    Goodricke descubre la naturaleza variable de Delta Cephei.

    1789

    Herschel erecta un telescopio en Slough con un espejo de48-in (1.22-m) y una distancia focal de 40 ft (12.2 m). Usando este telescopio observa estrellas en diferentes nebulosas.

    1796

    Laplace propone la Hipotesis Nebular sobre el origen del Sistema Solar basado en la teoria de la evolucion estelar.

    1801

    Piazzi - un astronomo Italiano - descubre el primer planetoide, Ceres.

    1802

    Herschel anuncia el descubrimiento de sistemas estelares binarios.

    Wollaston observa lineas oscuras en el espectro solar.

    1803

    Caidas de meteoritos en L'Aigle.

    La explicacion de la procedencia de los meteoritos se estalece.

    1811

    Olber propone la teoria de las colas cometarias.

    1814

    Fraunhofer proporciona una detallada descripcion del espectro solar.

    1818

    Pons descubre el retorno predecido del cometa Encke.

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    1826

    Descubrimiento del cometa de Biela.

    1833

    La gran lluvia de meteoros de las Leonidas.

    1834

    Bessel propone que la irregularidad en el movimiento de Sirius se debe a la presencia de una compaÒera invisible.

    1837

    Beer y Madler el primer mapa exacto de la luna.

    1838

    Bessel determina la distancia de la estrella, 61 Cygni. Es la primera determinacion de la distancia de una estrella.

    1839-40

    Primera aplicacion de la fotografia a la astronomia (Draper toma la primera fotografia de la Luna.)

    1842

    Descubrimiento del pricipio de Doppler.

    1843

    Schwabe describe el ciclo de las manchas solares.

    1845

    Observacion de la disolucion del cometa of Biela's.

    1846

    Johann Gottfried Galle descubre el planeta Neptuno basado en la posicion calculada por el astronomo Frances Joseph Leverrier.

    1851

    Foucault propone la evidencia de la rotacion de la Tierra haciendo una espectacular demonstracion suspendiendo un pendulo en un largo cable desde lo mas alto del Panteon de Paris.

    1858

    Aparicion del cometa Donati.

    1859

    Kirchoff propone la interpretaciones de las lineas oscuras del espectro.

    1859-62

    Argelander publica Bonner Durchmusterung (BD)-un catalogo con mas de 300,000 estrellas.

    1862

    Clark descubre Sirius B basado en los calculos de Bessel.

    1860-63

    Cominezan las observaciones espectrales en las estrellas. (Huggins identifia elementos en el espectro de Betelgeuse y Aldebaran).

    1865

    Jules Verne publica la historia De la Tierra a la Luna.

    1867

    Descripcion de las estrellas Wolf-Rayet.

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    1868

    Jansen yLockyer observan las prominencias solares.

    1872

    La lluvia de meteoros Bieliida.

    1877

    Hall descubre los satelites marcianos, Phobos y Deimos.

    Schiaparelli observa los canale marcianos.

    1878

    La Gran Mancha Roja en Jupiter se hace importante.

    1890

    Lockyer da a conocer su teoria sobre la evolucion estelar.

    Vogel descubre las binarias espectroscopicas.

    1894

    Percival Lowell funda el observatorio Flagstaff en Arizona.

    1896

    Ereccion del refractor de 33-inch en Meudon.

    1897

    Fundacion del observatorio de Yerkes

    • Astronomia en el siglo 20

    1900

    Chaberlin y Moulton proponen la nueva teoria sobre el origen del Sistema Solar.

    1901

    Aparicion de Nova Persei.

    1905

    FundaciÛn del observatorio del Monte Wilson establecido exclusivamente para el estudio del Sol. Despues tambien fue utilizado para investigar estrellas, nebulosas, y galaxias.

    1905

    Einstein propone las bases de la teoria espacial de la relatividad, primero descritas en su libro. electrodinamica de los cuerpos que se mueven. Teoria basada en dos principios:

  • prncipio de la relatividad, las leyes fisicas son iguales que en los sistemas inertes de referencia,

  • El principio de la novariacion de la velocidad de la luz, la velocidad de la luz es una constante universal.

  • 1908

    Hertzsprung describe las estrellas gigantes y enanas.

    Leavitt descubre la relacion entreel periodo - magnitud absoluta de las Cefeidas.

    En el Monte Wilson se levanta el reflector de 60-inch.

    - 84 -

    1911-14

    Hertzsprung y Russell descubren la relaccion entre eltipo espectral estelar y la magnitud absoluta (diagrama H-R.

    1914

    Goddard comienza a practicar con cohetes.

    1915

    Adams descubre las enanas blancas (Sirius B).

    1916

    Eddington propone pone el primer paso de la intrinseca teoria de la estructura estelar.

    Einstein propone su Teoria de la Relatividad, donde describe las interacciones de los cuerpos ( fuerzas gravitacionalesproposes) donde explica la influencia de los cuerpos en la geometria espacio-tiempo.

    1917

    Se termina el reflector de 100-inch Hooker en el Monte Wilson.

    1918

    Shapley crea el primer modelo de la estructura galactica.

    1918-24

    Cannon publica él catalogo fundametal del espectro estelar.

    1919

    Barnard publica el catalogo de las nebulosas oscuras.

    1920

    Slipher anuncia el descubrimiento del cambio de sitio en los espectros galacticos.

    La primera medida directa del tamaÒo de una estrella usando el interferometro.

    1923

    Hubble prueba que hay galaxias mas alla de la Via Lactea.

    1926

    Goddard dispara el primer cohete de combustible liquido.

    1927

    Oort prueba que el centro de la galaxia esta en direccion a Sagitario.

    1929

    Edwin Powell Hubble descubre la relaccion linear entre la distancia de la galaxia y su velocidad radial, demonstrado por el movimiento de las lineas espectrales al rojo. Esto demuestra que las galaxias se alejan unas de otras.
     

    1930

    Tombaugh descubre Pluton basado en las predicciones de Lowell.

    1931

    Jansky descubre las ondas cosmicas de radio.

    1937

    Reber construye el primer radiotelescopio.

    1937-40

    Gamow propone la primera teoria de la evolucion estelar.

    1942

    Strand especula que 61 Cygni es atendida por un planeta.

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    1944

    Van de Hulst insinua que el hidrogeno interestelar debe emitir ondas de radio a 21.1 cm.

    1946

    Bay obtiene imagenes de radar de la Luna.

    1947

    Ambarcumian descubre las asociiaciones estelares.

    1949

    Se termina el reflector Hale de 200-inch. en el Monte Palomar.

    1951

    Ewen y Purcell descubren que el hidrogeno emite ondas de radio a 21.1 cm. como fue predicho por Van de Hulst.

    1951-54

    Se determina que la estructura de nuestera galaxia es espiral..

    1955

    Se termina el Radiotelescopio de 250 pies en Jodrell Bank.

    1957

    4 de Octubre - El primer Satelite Artificial despegado por los Rusos.

    1958

    El primer satelite Americano lanzado.

    1959

    Los satelites Rusos Lunik: Lunik I Pasa por la Luna; Lunik II aterriza en la Luna.

    Radio-localizacion del Sol.

    1961

    12 de Abril- El primer hombre (El astronauta Ruso - Y. Gargarin) en el espacio.

    1962

    First vuelo orbital americano hecho por John Glenn.

    Las sondas planetarias: Mars I (Rusia) y Mariner II (USA)

    Descubrimiento de la primera radiacion galactica de Rayos X (Sco X-1).

    1963

    Van de Kamp informa un planeta asociado a la estrella de Barnard.

    Descubrimiento del primer cuasar(3C 273).

    1964

    Close range pictures of the Moon from Ranger VII (USA).

    1965

    Penzias y Wilson descubre la radiacion de unn fosil cosmico, proporciona la primera directa evidencia del la teoria del Big - Bang.

    1966

    Primer aterrizaje suave en la Luna (Luna 9 - Rusia y Surveyor I - USA).

    Sonda Rusa aterriza en Venus.

    1967

    Descubrimiento de un pulsar.

    - 86 -

    1968

    Primer artefacto que vuela alrededor de la Luna (Apollo 8: Borman, Lovell, and Anders).

    1969

    20-21 de Julio - Primer hombre en la Luna (Apollo 11: Armstrong y Aldrin).

    1970

    El satelite Uhuru observa el cielo en Rayos-X.

    Primer aterrizaje suave y correcto en Venus (Venera 7 - Rusia).

    1971

    Test final del reflector Sovietico de 236-inch.

    Primeras sondas en orbita de Marte y primer aterrizaje suave en Marte.(Mars 3 - Russia).

    Primer vehiculo mecanico en la Luna. (Apollo 15 - USA).

    1972

    El Satelite Copernicuslleva a cabo observaciones ultravioletas espectroscopicas de las estrellas y la materia interestelar con una alta resolucion.

    La primera observacion en radiacion gamma.

    Despegue del Pioneer 10 -La primera sonda a Jupiter.(USA).

    1973

    Primeras imagenes de Jupiter transmitidas desde la cercana vecindad de la Pioneer 10 (USA).

    1974

    Primera imagen de la superficie de Mercurio transmitida por Mariner 10 (USA).

    1975

    Se termina el telescopio de 6 metros en Zielenczukskaja (USSR).

    1976

    Suave aterrizaje de las naves Viking en Marte ( USA ).

    1977

    Descubrimiento de los anillos de Urano.

    1978

    Descubrimiento del satelite de Pluton " Caronte ".

    Nuevos datos de los objetos celestiales tomados por el satelite Einstein (Rayos-X).

    1980

    Primeras imagenes de Saturno y sus anillos fueron transmitidas desde la sonda Voyager 1 (USA).

    1983

    El satelite IRAS examina el cielo en radiaciÛn infraroja.

    - 87 -

    1986

    24 de Enero - Voyager 2 se aproxima al planeta Urano.

    28 de Enero - El transbordador espacial Challenger desastre: 73 segundos despues de despegar desde Kennedy Space Center. La explosiÛn ocurrio cuando fallo un "O-ring". Ha sido el peor accidente de la historia de la exploraciÛn espacial. Los siguientes astronautas murieron:Francis R. Scobee, Micheal Smith, Judith Resnik, Ellison S. Onizuka, Gregory B. Jarvis, Ronald E. McNair, y la maestra Christa McAuliffe

    Marzo - Las sondas espaciales Vega 1, Vega 2, y Giotto pasan cerca del cometa Halley.

    1987

    23 de Febrero - Una Supernova en la Gran Nube de Magallanes es visible al ojo humano., es el resultado de la explosion de la estrella azul supergigante Sanduleak 69 grados. 202.

    1988

    Descubrimiento de cuasares aproximadamente a una distancia de 17 billones de aÒos luz.

    1989

    Descubrimiento de cuasares aproximadamente a una distancia de 17 billones de aÒos luz.

    1989

    4 de Mayo- Magellan Hace un mapa de radar de la superficie de Venus.

    August 24 - Voyager 2 approaches the planet Neptune.

    12 de Septiembre - Pluton en el perihelio.

    18 de Noviembre - LA NASA despega Elxplorador Cosmico de Fondo (COBE) satelite.
     

    1990

    24 de Abril - El Transbordador espacial Discovery pone el telescopio espacial Hubble (12 toneladas, espejo de94-inch ) en orbita .

    5 de Diciembre - La primera foto de la ( galaxia NGC 1232 en Eridano)tomada por el telescopio Keck en Hawaii es publicada en Los Angeles Times.

    7 de Diciembre - Galileo se aproxima a la Tierra en el camino de Venus a Jupiter. Es el primer artefacto interplanetario que visito la Tierra.

    1991

    7 de Febrero - Debris de Rusia Salyut 7 choca contra la atmosfera encima de Argentina.

    5 de Abril - Despegue del Observatorio de Rayos Gamma ( GRO )

    Julio - Un eclipse total de Sol, visible desde Hawaii y Mexico, atrae a muchos turistas.

    Octubre - La sonda Galileo pasa por el asteroide Gaspra.

    - 88 -

    1992

    Abril - El Telescopio Espacial Hubble fotografia en la Gran Nube de Magallanes las estrellas más calientes jamas recordadas. ( Temperatura 360.000 grados Farenheit).

    24 de Abril- Los datos recibidos del satelite COBE prueban la existenia de fluctuaciones de temperatura en la radiacion de fondo que es una fuerte evidencia ( " El Sagrado Grial de la Cosmologia "- segun Michael Turner ) sobre la teoria del Big Bang.

    16 de Septiembre - El decubrimiento de un obbjeto que orbita al Sol mas alla de la orbita de Pluton, en el Cinturon de Kuiper.

    25 de Septiembre - Despega el nave de la NASA Mars Observer una nave que estudiaria la Atmosfera y Superficie de Marte.

    31 de Octubre - El Vaticano (Papa Juan Pablo II) anuncia que la Iglesia Catolica erro al condenar las verdades de Galileo.

    1993

    31 de Enero - El Observatorio de Rayos Gamma ( GRO ) detecta la mayor explosion de rayos gamma jamas recordada. - La super Explosion del Bolo.

    28 de Marzo - Supernova en la galaxia M81 en la Osa Mayor.

    21de Agosto - La NASA pierde contacto con la Mars Oserver3 dias despues entraria en la atmosfera de Marte.

    Diciembre - Los astronautas a bordo del Transbordador espacial Endeavour corrigen los defectos en el Telescopio Espacial Hubble. Este nnos muestra las imagenes con mejor calidad de un telescopio.

    1994

    20 de Julio - El cometa Shoemaker-Levy choca contra Jupiter. Esta considerado el mas espectacular evento astronomico en la historia de la AstronomÌa.

    1995

    7 de Diciembre - La Galileo llega a Júpiter.

    En el trabajo presentado a continuacion les presento todo lo relacionado con la astronomia cuya ciencia se basa en el estudio de los movimientos, la localización, la composición, el estado fisico y la evolucion de los cuerpos celestes y en general de toda la materia existente en el universo.

    Esta ciencia estudia los astros a partir de la información contenida en las emisiones de ondas elctromagnéticas que llegan hasta el observador.

    Entrare en detalles decomo surgio la astronomía, la cual tuvo sus inicios en Mesopotamia y la desarrollaron los egipcios, los chinos y los indues. Los griegos la impusaron mas que ningun otro pueblo antiguo, y su obra fue continuada por los arabes.

    El objetivo primitivo de la astronomia era el estudio de los astros que podían verse a simple vista como el Sol, La Luna, Las Estrellas y los cinco planetas mas cercanos al Sol:Mercurio, Venus, Marte, Jupiter y Saturno. La cual con el tiempo fue cambiando al descubrirse mas cuerpos celestes.

    Tambien estaremos hablando sobre las principales Contelaciones, las Estrellas, los Planetas y su respectiva distancia con el Sol, Sistema Solar, La Luna, el Zodiaco, y de algunos personajes mas destacados en la fecha que aportaron mas en el estudio de los cuerpos celestes.

    En la Edad Moderna, Europa tomó el relevo con Copérnico, Galileo, Kepler y, sobre todo, Newton, quien, partiendo de la ley de la gravitación universal, explicó las causas del movimiento planetario. Con él nació la astronomía moderna, que creció ininterrumpidamente hasta nuestros días. El desarrollo de la astrofísica ha supuesto una nueva revolución en esta ciencia, que ha ampliado sus límites tradicionales.

    Ramas de la astronomía

    Se divide en:

    Astronomía fundamental, que comprende a su vez la astrometría cuyo objeto es relacionar, por medio de medidas de ángulos, las direcciones de los astros respecto a ciertos planos de referencia convenientemente escogidos (sistemas de coordenadas) y proporcionar una descripción cinemática del movimiento de los astros, y la mecánica celeste, cuyo objeto es interpretar los movimientos obtenidos por la astrometría en el cuadro de la mecánica newtoniana y deducir de esta manera una interpretación dinámica de ellos.

    Astrofísica, que trata de las propiedades físicas de los cuerpos celestes.

    Cosmogonía, que incluye a su vez la cosmología y se ocupa en la investigación del origen y evolución del universo y, en particular, del sistema solar.

    Una rama de la astronomía totalmente inexistente antes de los años sesenta de este siglo y hoy en pleno desarrollo es la astroquímica, que estudia las reacciones químicas que tienen lugar en la atmósfera de las estrellas y muy especialmente en el medio interestelar.