Prof. Jhasmany Romano Santilln
APUNTES DE ASTRONOMA Y ASTROFSICA 1RO DE SECUNDARIA U E JOS
ALONSO DE IBEZEL SISTEMA SOLAREl Sistema Solar es un conjunto
formado por el Sol y los cuerpos celestes que orbitan a su
alrededor. Est integrado el Sol y una serie de cuerpos que estn
ligados gravitacionalmente con este astro: nueve grandes planetas
(Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Jpiter, Saturno, Urano, Neptuno, y
Plutn), junto con sus satlites, planetas menores y asteroides, los
cometas, polvo y gas interestelar.
Pertenece a la galaxia llamada Va Lctea, que est formada por
unos cientos de miles de millones de estrellas que se extienden a
lo largo de un disco plano de 100.000 aos luz.
El Sistema Solar est situado en uno de los tres brazos en
espiral de esta galaxia llamado Orin, a unos 32.000 aos luz del
ncleo, alrededor del cual gira a la velocidad de 250 km por
segundo, empleando 225 millones de aos en dar una vuelta completa,
lo que se denomina ao csmico.
Los astrnomos clasifican los planetas y otros cuerpos en nuestro
Sistema Solar en tres categoras:
Primera categora: Un planeta es un cuerpo celeste que est en
rbita alrededor del Sol, que tiene suficiente masa para tener
gravedad propia para superar las fuerzas rgidas de un cuerpo de
manera que asuma una forma equilibrada hidrosttica, es decir,
redonda, y que ha despejado las inmediaciones de su rbita.
Segunda categora: Un planeta enano es un cuerpo celeste que est
en rbita alrededor del Sol, que tiene suficiente masa para tener
gravedad propia para superar las fuerzas rgidas de un cuerpo de
manera que asuma una forma equilibrada hidrosttica, es decir,
redonda; que no ha despejado las inmediaciones de su rbita y que no
es un satlite.
Tercera categora: Todos los dems objetos que orbitan alrededor
del Sol son considerados colectivamente como "cuerpos pequeos del
Sistema Solar".LOS PLANETASLos planetas giran alrededor del Sol. No
tienen luz propia, sino que reflejan la luz solar.
Los planetas tienen diversos movimientos. Los ms importantes son
dos: el de rotacin y el de translacin. Por el de rotacin, giran
sobre s mismos alrededor del eje. Esto determina la duracin del da
del planeta. Por el de translacin, los planetas describen rbitas
alrededor del Sol. Cada rbita es el ao del planeta. Cada planeta
tarda un tiempo diferente para completarla. Cuanto ms lejos, ms
tiempo. Giran casi en el mismo plano, excepto Plutn, que tiene la
rbita ms inclinada, excntrica y alargada.
CARACTERSTICAS DEL SISTEMA SOLAREl Sistema Solar est formado por
una estrella central, el Sol, los cuerpos que le acompaan y el
espacio que queda entre ellos.Nueve planetas giran alrededor del
Sol: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Jpiter, Saturno, Urano,
Neptuno y el planeta enano, Plutn. La Tierra es nuestro planeta y
tiene un satlite, la Luna. Algunos planetas tienen satlites, otros
no.Los asteroides son rocas ms pequeas que tambin giran, la mayora
entre Marte y Jpiter. Adems, estn los cometas que se acercan y se
alejan mucho del Sol.A veces llega a la Tierra un fragmento de
materia extraterrestre. La mayora se encienden y se desintegran
cuando entran en la atmosfera. Son los meteoritos.Los planetas,
muchos de los satlites de los planetas y los asteroides giran
alrededor del Sol en la misma direccin, en rbitas casi circulares.
Cuando se observa desde lo alto del polo norte del Sol, los
planetas orbitan en una direccin contraria al movimiento de las
agujas del reloj.Casi todos los planetas orbitan alrededor del Sol
en el mismo plano, llamado eclptica. Plutn es un caso especial ya
que su rbita es la ms inclinada y la ms elptica de todos los
planetas. El eje de rotacin de muchos de los planetas es casi
perpendicular al eclptico. Las excepciones son Urano y Plutn, los
cuales estn inclinados hacia sus lados.El Sol contiene el 99.85% de
toda la materia en el Sistema Solar. Los planetas estn condensados
del mismo material del que est formado el Sol, contienen slo el
0.135% de la masa del sistema solar. Jpiter contiene ms de dos
veces la materia de todos los otros planetas juntos.Los satlites de
los planetas, cometas, asteroides, meteoritos, y el medio
interplanetario constituyen el restante 0.015%.Casi todo el sistema
solar por volumen parece ser un espacio vaco que llamamos "medio
interplanetario". Incluye varias formas de energa y se contiene,
sobre todo, polvo y gas interplanetarios.Desde siempre los humanos
hemos observado el cielo. Hace 300 aos se inventaron los
telescopios. Pero la autntica exploracin del espacio no comenz
hasta la segunda mitad del siglo XX.Desde entonces se han lanzado
muchsimas naves. Los astronautas se han paseado por la Luna.
Vehculos equipados con instrumentos han visitado algunos planetas y
han atravesado el Sistema Solar.Ms all, la estrella ms cercana es
Alfa Centauro. Su luz tarda 4,3 aos en llegar hasta aqu. Ella y el
Sol son slo dos entre los 200 billones de estrellas que forman la
Va Lctea, nuestra Galaxia.Hay millones de galaxias que se mueven
por el espacio intergalctico. Entre todas forman el Universo, cuyos
lmites todava no conocemos. Pero los astrnomos continan
investigando.FORMACIN DEL SISTEMA SOLAREs difcil precisar el origen
del Sistema Solar. Los cientficos creen que puede situarse hace
unos 4.650 millones de aos. Segn la teora de Laplace, una inmensa
nube de gas y polvo se contrajo a causa de la fuerza de la gravedad
y comenz a girar a gran velocidad, probablemente, debido a la
explosin de una supernova cercana.COMO SE FORMO EL SOLLa mayor
parte de la materia se acumul en el centro. La presin era tan
elevada que los tomos comenzaron a partirse, liberando energa y
formando una estrella. Al mismo tiempo se iban definiendo algunos
remolinos que, al crecer, aumentaban su gravedad y recogan ms
materiales en cada vuelta.Tambin haba muchas colisiones. Millones
de objetos se acercaban y se unan o chocaban con violencia y se
partan en trozos. Los encuentros constructivos predominaron y, en
slo 100 millones de aos, adquiri un aspecto semejante al actual.
Despus cada cuerpo continu su propia evolucin.Origen de los
PlanetasCualquier teora que pretenda explicar la formacin del
Sistema Solar deber tener en cuenta que el Sol gira lentamente y
slo tiene 1 por ciento del momento angular, pero tiene el 99,9% de
su masa, mientras que los planetas tienen el 99% del momento
angular y slo un 0,1% de la masaHay cinco teoras consideradas
razonables:La teora de Acrecin asume que el Sol pas a travs de una
densa nube interestelar, y emergi rodeado de un envoltorio de polvo
y gas.La teora de los Proto-planetas dice que inicialmente hubo una
densa nube interestelar que form un cmulo. Las estrellas
resultantes, por ser grandes, tenan bajas velocidades de rotacin,
en cambio los planetas, formados en la misma nube, tenan
velocidades mayores cuando fueron capturados por las estrellas,
incluido el SolLa teora de Captura explica que el Sol interactu con
una proto-estrella cercana, sacando materia de esta. La baja
velocidad de rotacin del Sol, se explica cmo debida a su formacin
anterior a la de los planetas.La teora Palaciana Moderna asume que
la condensacin del Sol contena granos de polvo slido que, a causa
del roce en el centro, frenaron la rotacin solar. Despus la
temperatura del Sol aument y el polvo se evapor.La teora de la
Nebulosa Moderna se basa en la observacin de estrellas jvenes,
rodeadas de densos discos de polvo que se van frenando. Al
concentrarse la mayor parte de la masa en el centro, los trozos
exteriores, ya separados, reciben ms energa y se frenan menos, con
lo que aumenta la diferencia de velocidades.
EL SOLEl Sol es la estrella ms cercana a la Tierra y el mayor
elemento del Sistema Solar. Las estrellas son los nicos cuerpos del
Universo que emiten luz. El Sol es tambin nuestra principal fuente
de energa, que se manifest, sobre todo, en forma de luz y calor.El
Sol contiene ms del 99% de toda la materia del Sistema Solar.
Ejerce una fuerte atraccin gravitatoria sobre los planetas y los
hace girar a su alrededor.El Sol se form hace 4.650 millones de aos
y tiene combustible para 5.000 millones ms. Despus, comenzar a
hacerse ms y ms grande, hasta convertirse en una gigante roja.
Finalmente, se hundir por su propio peso y se convertir en una
enana blanca, que puede tardar un trilln de aos en enfriarse.
Datos bsicosEl SolLa Tierra
Tamao: radio ecuatorial695.000 km.6.378 km.
Periodo de rotacin sobre el ejede 25 a 36 das *23,93 horas
Masa comparada con la Tierra332.8301
Temperatura media superficial6000 C15 C
Gravedad superficial en la fotosfera 274 m/s29,78 m/s2
* El periodo de rotacin de la superficie del Sol va desde los 25
dias en el ecuador hasta los 36 dias cerca de los polos. Ms adentro
parece que todo gira cada 27 das.El Sol (todo el Sistema Solar)
gira alrededor del centro de la Via Lctea, nuestra galaxia. Da una
vuelta cada 200 millones de aos. Ahora se mueve hacia la
constelacin de Hrcules a 19 Km./s.Actualmente el Sol se estudia
desde satlites, como el Observatorio Heliosfrico y Solar (SOHO),
dotados de instrumentos que permiten apreciar aspectos que, hasta
ahora, no se haban podido estudiar.Adems de la observacin con
telescopios convencionales, se utilizan: el corongrafo, que analiza
la corona solar, el telescopio ultravioleta extremo, capaz de
detectar el campo magntico, y los radiotelescopios, que detectan
diversos tipos de radiacin que resultan imperceptibles para el ojo
humano.ESTRUCTURA Y COMPOSICION DEL SOLDesde la Tierra slo vemos la
capa exterior. Se llama fotosfera y tiene una temperatura de unos
6.000 C, con zonas ms fras (4.000 C) que llamamos manchas solares.
El Sol es una bola que puede dividirse en capas concntricas. De
dentro a fuera son:
Ncleo:es la zona del Sol donde se produce la fusin nuclear
debido a la alta temperatura, es decir, el generador de la energa
del Sol.
Zona Radiativa:: las partculas que transportan la energa
(fotones) intentan escapar al exterior en un viaje que puede durar
unos 100.000 aos debido a que stos fotones son absorbidos
continuamente y reemitidos en otra direccin distinta a la que
tenan.
Zona Convectiva:en sta zona se produce el fenmeno de la
conveccin, es decir, columnas de gas caliente ascienden hasta la
superficie, se enfran y vuelven a descender.
Fotosfera:es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la parte
del Sol que nosotros vemos, la superfcie. Desde aqu se irradia luz
y calor al espacio. La temperatura es de unos 5.000C. En la
fotosfera aparecen las manchas oscuras y las fculas que son
regiones brillantes alrededor de las manchas, con una temperatura
superior a la normal de la fotosfera y que estn relacionadas con
los campos magnticos del Sol.
Cromosfera:slo puede ser vista en la totalidad de un eclipse de
Sol. Es de color rojizo, de densidad muy baja y de temperatura
altsima, de medio millon de grados. Esta formada por gases
enrarecidos y en ella existen fortsimos campos magnticos.
Corona:capa de gran extensin, temperaturas altas y de bajsima
densidad. Est formada por gases enrarecidos y gigantescos campos
magnticos que varan su forma de hora en hora. sta capa es
impresionante vista durante la fase de totalidad de un eclipse de
Sol.MAREASTe has preguntado alguna vez por qu una playa cambia
tanto de aspecto segn tenga marea alta o baja? Pues la causante es
la Luna, que ejerce una atraccin gravitatoria sobre nuestro planeta
y determina que el caudal de las aguas ascienda o descienda en
ciclos peridicos. Si no hubiera ningn astro alrededor de la Tierra,
el nivel de agua no se alterara. Pero la Luna influye hasta el
punto de que su efecto es mayor o menor dependiendo de la posicin
en la que se encuentreUna marea es el ascenso y descenso peridico
de las aguas del mar. Se trata de un efecto producido por la
atraccin gravitatoria de la Luna y del Sol sobre el agua y la
Tierra. Este ciclo se repite en periodos de 12 horas (mareas
semidiurnas) y de 24 horas (diurnas). Lo normal es que sean mixtas;
es decir, que en la misma costa se den los dos tipos de mareasPara
explicar por qu se produce este fenmeno tenemos que remontarnos a
la Ley de la Gravedad, descrita por Newton. Segn ste, la atraccin
gravitatoria depende de tres cosas: las masas de dos cuerpos y la
distancia que los separa. Demostr que la fuerza es inversamente
proporcional al cuadrado de la distancia. En otras palabras, que la
fuerza de la marea depende de la distancia a la que est el astro.
Por eso slo el Sol y, sobre todo, la Luna (ms cercana a nuestro
planeta) ejercen esa atraccin gravitatoria. Si no hubiera ningn
astro alrededor de la Tierra, el nivel de agua no se alterara.
LAS CUATRO ESTACIONESLas cuatro estaciones del ao Dependiendo de
la latitud y de la altura, los cambios meteorolgicos a lo largo del
ao pueden ser mnimos, como en las zonas tropicales bajas, o mximos,
como en las zonas de latitudes medias.En estas zonas se pueden
distinguir periodos, que llamamos estaciones, con caractersticas ms
o menos parecidas, que afectan a los seres vivos. En general, se
habla de cuatro estaciones: primavera, verano, otoo e invierno,
aunque hay zonas de la Tierra donde slo existen dos, la hmeda y la
seca (zonas monznicas).InicioH. norteH. surDas
duracinInclinacin20-21 MarzoPrimaveraOtoo92,9021-22
JunioVeranoInvierno93,723,5 Norte23-24
SeptiembreOtooPrimavera89,6021-22 DiciembreInviernoVerano 89,023,5
SurCAUSAS Y EFECTOS DE LAS ESTACIONESA causa de las variaciones
climticas que sufre la Tierra, el ao est dividido en cuatro perodos
o estaciones. Estas variaciones en el clima son ms acusadas en las
zonas frias y templadas, y ms suaves o impercentibles entre los
trpicos. Las cuatro estaciones son: primavera, verano, otoo e
invierno. Las dos primeras componen el medio ao en que los das
duran ms que las noches, mientras que en las otras dos las noches
son ms largas que los das.Las variaciones se deben a la inclinacin
del eje terrestre. Por tanto, no se producen al mismo tiempo en el
hemisferio Norte (Boreal) que en el hemisferio Sur (Austral), sino
que estn invertidos el uno con relacin al otro.Mientras la Tierra
se mueve con el eje del Polo Norte inclinado hacia el Sol, el del
Polo Sur lo est en sentido contrario y las regiones del primero
reciben ms radiacin solar que las del segundo. Posteriormente se
invierte este proceso y son las zonas del hemisferio boreal las que
reciben menos calor.SOLSTICIOS Y EQUINOCCIOSLas cuatro estaciones
estn determinadas por cuatro posiciones principales en la rbita
terrestre, opuestas dos a dos, que reciben el nombre de solsticios
y equinoccios. Solsticio de invierno, equinoccio de primavera,
solsticio de verano y equinoccio de otoo.En los equinoccios, el eje
de rotacin de la Tierra es perpendicular a los rayos del Sol, que
caen verticalmente sobre el ecuador. En los solsticios, el eje se
encuentra inclinado 23,5, por lo que los rayos solares caen
verticalmente sobre el trpico de Cncer (verano en el hemisferio
norte) o de Capricornio (verano en el hemisferio sur).A causa de la
excentricidad de la rbita terrestre, las estaciones no tienen la
misma duracin, ya que la Tierra recorre su trayectoria con
velocidad variable. Va ms deprisa cuanto ms cerca est del Sol y ms
despacio cuanto ms alejada.Por esto, el rigor de cada estacin no es
el mismo para ambos hemisferios. Nuestro planeta est ms cerca del
Sol a principios de enero (perihelio) que a principios de julio
(afelio), lo que hace que reciba un 7% ms de calor en el primer mes
del ao que no a la mitad de l. Por este motivo, en conjunto, adems
de otros factores, el invierno boreal es menos fro que el austral,
y el verano austral es ms caluroso que el boreal.A causa de
perturbaciones que experimenta la Tierra mientras gira en torno al
Sol, no pasa por los solsticios y equinoccios con exactitud, lo que
motiva que las diferentes estaciones no comiencen siempre en el
mismo preciso momento.PLANETAS VISIBLES A SIMPLE VISTACuando las
constelaciones del zodaco nos son ya familiares, los planetas nos
aparecen como "luces extraas" dentro del conjunto celeste
inmutable, pequeos puntos que no estn en el planisferio dentro del
fondo invariable de las estrellas. Cinco planetas son observables a
simple vista. Dos de ellos son particularmente brillantes: Venus y
Jpiter. Venus es ms brillante que Sirius y, es observable durante
varios meses consecutivos, antes de la salida del Sol o despus de
su puesta; nunca a mitad de la noche.Jpiter es un poco menos
brillante que Venus, pero su brillo es superior al de las ms bellas
estrellas. Su brillo es de un color blanco apagado y se ve en medio
de la noche. Permanece un ao en cada constelacin.Marte se reconoce
inmediatamente por su color anaranjado, pero puede ser confundido
con Antares o Aldebarn. Sus variaciones de brillo son
rpidas.Saturno muestra un brillo mucho ms estable que los planetas
precedentes. Su color es apagado, vagamente anaranjado. Permanece
dos aos y medio en cada constelacin zodiacal.La bsqueda de Mercurio
debe hacerse, al igual que Venus, por la tarde y por la maana,
cerca del crepsculo.Si queremos localizar y seguir los planetas
durante un largo periodo de tiempo, nos ser til consultar las
indicaciones publicadas cada mes en las revistas de Astronoma y en
las pginas de Internet dedicadas a la materia.
APUNTES DE ASTRONOMA Y ASTROFSICA 2DO DE SECUNDARIA U E JOS
ALONSO DE IBEZEL SISTEMA SOLAREl Sistema Solar es un conjunto
formado por el Sol y los cuerpos celestes que orbitan a su
alrededor. Est integrado el Sol y una serie de cuerpos que estn
ligados gravitacionalmente con este astro: nueve grandes planetas
(Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Jpiter, Saturno, Urano, Neptuno, y
Plutn), junto con sus satlites, planetas menores y asteroides, los
cometas, polvo y gas interestelar.
Pertenece a la galaxia llamada Va Lctea, que esta formada por
unos cientos de miles de millones de estrellas que se extienden a
lo largo de un disco plano de 100.000 aos luz.
El Sistema Solar est situado en uno de los tres brazos en
espiral de esta galaxia llamado Orin, a unos 32.000 aos luz del
ncleo, alrededor del cual gira a la velocidad de 250 km por
segundo, empleando 225 millones de aos en dar una vuelta completa,
lo que se denomina ao csmico.
Los astrnomos clasifican los planetas y otros cuerpos en nuestro
Sistema Solar en tres categoras:
Primera categora: Un planeta es un cuerpo celeste que est en
rbita alrededor del Sol, que tiene suficiente masa para tener
gravedad propia para superar las fuerzas rgidas de un cuerpo de
manera que asuma una forma equilibrada hidrosttica, es decir,
redonda, y que ha despejado las inmediaciones de su rbita.
Segunda categora: Un planeta enano es un cuerpo celeste que est
en rbita alrededor del Sol, que tiene suficiente masa para tener
gravedad propia para superar las fuerzas rgidas de un cuerpo de
manera que asuma una forma equilibrada hidrosttica, es decir,
redonda; que no ha despejado las inmediaciones de su rbita y que no
es un satlite.
Tercera categora: Todos los dems objetos que orbitan alrededor
del Sol son considerados colectivamente como "cuerpos pequeos del
Sistema Solar".LOS PLANETASLos planetas giran alrededor del Sol. No
tienen luz propia, sino que reflejan la luz solar.
Los planetas tienen diversos movimientos. Los ms importantes son
dos: el de rotacin y el de translacin. Por el de rotacin, giran
sobre s mismos alrededor del eje. Esto determina la duracin del da
del planeta. Por el de translacin, los planetas describen rbitas
alrededor del Sol. Cada rbita es el ao del planeta. Cada planeta
tarda un tiempo diferente para completarla. Cuanto ms lejos, ms
tiempo. Giran casi en el mismo plano, excepto Plutn, que tiene la
rbita ms inclinada, excntrica y alargada.
CARACTERSTICAS DEL SISTEMA SOLAREl Sistema Solar est formado por
una estrella central, el Sol, los cuerpos que le acompaan y el
espacio que queda entre ellos.Nueve planetas giran alrededor del
Sol: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Jpiter, Saturno, Urano,
Neptuno y el planeta enano, Plutn. La Tierra es nuestro planeta y
tiene un satlite, la Luna. Algunos planetas tienen satlites, otros
no.Los asteroides son rocas ms pequeas que tambin giran, la mayora
entre Marte y Jpiter. Adems, estn los cometas que se acercan y se
alejan mucho del Sol.A veces llega a la Tierra un fragmento de
materia extraterrestre. La mayora se encienden y se desintegran
cuando entran en la atmosfera. Son los meteoritos.Los planetas,
muchos de los satlites de los planetas y los asteroides giran
alrededor del Sol en la misma direccin, en rbitas casi circulares.
Cuando se observa desde lo alto del polo norte del Sol, los
planetas orbitan en una direccin contraria al movimiento de las
agujas del reloj.Casi todos los planetas orbitan alrededor del Sol
en el mismo plano, llamado eclptica. Plutn es un caso especial ya
que su rbita es la ms inclinada y la ms elptica de todos los
planetas. El eje de rotacin de muchos de los planetas es casi
perpendicular al eclptico. Las excepciones son Urano y Plutn, los
cuales estn inclinados hacia sus lados.El Sol contiene el 99.85% de
toda la materia en el Sistema Solar. Los planetas estn condensados
del mismo material del que est formado el Sol, contienen slo el
0.135% de la masa del sistema solar. Jpiter contiene ms de dos
veces la materia de todos los otros planetas juntos.Los satlites de
los planetas, cometas, asteroides, meteoroides, y el medio
interplanetario constituyen el restante 0.015%.Casi todo el sistema
solar por volumen parece ser un espacio vaco que llamamos "medio
interplanetario". Incluye varias formas de energa y se contiene,
sobre todo, polvo y gas interplanetarios.Desde siempre los humanos
hemos observado el cielo. Hace 300 aos se inventaron los
telescopios. Pero la autntica exploracin del espacio no comenz
hasta la segunda mitad del siglo XX.Desde entonces se han lanzado
muchsimas naves. Los astronautas se han paseado por la Luna.
Vehculos equipados con instrumentos han visitado algunos planetas y
han atravesado el Sistema Solar.Ms all, la estrella ms cercana es
Alfa Centauro. Su luz tarda 4,3 aos en llegar hasta aqu. Ella y el
Sol son slo dos entre los 200 billones de estrellas que forman la
Va Lctea, nuestra Galaxia.Hay millones de galaxias que se mueven
por el espacio intergalctico. Entre todas forman el Universo, cuyos
lmites todava no conocemos. Pero los astrnomos continan
investigando.FORMACIN DEL SISTEMA SOLAREs difcil precisar el origen
del Sistema Solar. Los cientficos creen que puede situarse hace
unos 4.650 millones de aos. Segn la teora de Laplace, una inmensa
nube de gas y polvo se contrajo a causa de la fuerza de la gravedad
y comenz a girar a gran velocidad, probablemente, debido a la
explosin de una supernova cercana.COMO SE FORMO EL SOLLa mayor
parte de la materia se acumul en el centro. La presin era tan
elevada que los tomos comenzaron a partirse, liberando energa y
formando una estrella. Al mismo tiempo se iban definiendo algunos
remolinos que, al crecer, aumentaban su gravedad y recogan ms
materiales en cada vuelta.Tambin haba muchas colisiones. Millones
de objetos se acercaban y se unan o chocaban con violencia y se
partan en trozos. Los encuentros constructivos predominaron y, en
slo 100 millones de aos, adquiri un aspecto semejante al actual.
Despus cada cuerpo continu su propia evolucin.Origen de los
PlanetasCualquier teora que pretenda explicar la formacin del
Sistema Solar deber tener en cuenta que el Sol gira lentamente y
slo tiene 1 por ciento del momento angular, pero tiene el 99,9% de
su masa, mientras que los planetas tienen el 99% del momento
angular y slo un 0,1% de la masaHay cinco teoras consideradas
razonables:La teora de Acrecin asume que el Sol pas a travs de una
densa nube interestelar, y emergi rodeado de un envoltorio de polvo
y gas.La teora de los Proto-planetas dice que inicialmente hubo una
densa nube interestelar que form un cmulo. Las estrellas
resultantes, por ser grandes, tenan bajas velocidades de rotacin,
en cambio los planetas, formados en la misma nube, tenan
velocidades mayores cuando fueron capturados por las estrellas,
incluido el SolLa teora de Captura explica que el Sol interactu con
una proto-estrella cercana, sacando materia de esta. La baja
velocidad de rotacin del Sol, se explica cmo debida a su formacin
anterior a la de los planetas.La teora Laplaciana Moderna asume que
la condensacin del Sol contena granos de polvo slido que, a causa
del roce en el centro, frenaron la rotacin solar. Despus la
temperatura del Sol aument y el polvo se evapor.La teora de la
Nebulosa Moderna se basa en la observacin de estrellas jvenes,
rodeadas de densos discos de polvo que se van frenando. Al
concentrarse la mayor parte de la masa en el centro, los trozos
exteriores, ya separados, reciben ms energa y se frenan menos, con
lo que aumenta la diferencia de velocidades.
EL SOLEl Sol es la estrella ms cercana a la Tierra y el mayor
elemento del Sistema Solar. Las estrellas son los nicos cuerpos del
Universo que emiten luz. El Sol es tambin nuestra principal fuente
de energa, que se manifiesta, sobre todo, en forma de luz y
calor.El Sol contiene ms del 99% de toda la materia del Sistema
Solar. Ejerce una fuerte atraccin gravitatoria sobre los planetas y
los hace girar a su alrededor.El Sol se form hace 4.650 millones de
aos y tiene combustible para 5.000 millones ms. Despus, comenzar a
hacerse ms y ms grande, hasta convertirse en una gigante roja.
Finalmente, se hundir por su propio peso y se convertir en una
enana blanca, que puede tardar un trilln de aos en enfriarse.
Datos bsicosEl SolLa Tierra
Tamao: radio ecuatorial695.000 km.6.378 km.
Periodo de rotacin sobre el ejede 25 a 36 das *23,93 horas
Masa comparada con la Tierra332.8301
Temperatura media superficial6000 C15 C
Gravedad superficial en la fotosfera 274 m/s29,78 m/s2
* El periodo de rotacin de la superficie del Sol va desde los 25
das en el ecuador hasta los 36 das cerca de los polos. Ms adentro
parece que todo gira cada 27 das.El Sol (todo el Sistema Solar)
gira alrededor del centro de la Via Lctea, nuestra galaxia. Da una
vuelta cada 200 millones de aos. Ahora se mueve hacia la
constelacin de Hrcules a 19 Km./s.Actualmente el Sol se estudia
desde satlites, como el Observatorio Heliosfrico y Solar (SOHO),
dotados de instrumentos que permiten apreciar aspectos que, hasta
ahora, no se haban podido estudiar.Adems de la observacin con
telescopios convencionales, se utilizan: el corongrafo, que analiza
la corona solar, el telescopio ultravioleta extremo, capaz de
detectar el campo magntico, y los radiotelescopios, que detectan
diversos tipos de radiacin que resultan imperceptibles para el ojo
humano.ESTRUCTURA Y COMPOSICION DEL SOLDesde la Tierra slo vemos la
capa exterior. Se llama fotosfera y tiene una temperatura de unos
6.000 C, con zonas ms fras (4.000 C) que llamamos manchas solares.
El Sol es una bola que puede dividirse en capas concntricas. De
dentro a fuera son:
Ncleo:es la zona del Sol donde se produce la fusin nuclear
debido a la alta temperatura, es decir, el generador de la energa
del Sol.
Zona Radiactiva: las partculas que transportan la energa
(fotones) intentan escapar al exterior en un viaje que puede durar
unos 100.000 aos debido a que stos fotones son absorbidos
continuamente y remitidos en otra direccin distinta a la que
tenan.
Zona Convectiva:en sta zona se produce el fenmeno de la
conveccin, es decir, columnas de gas caliente ascienden hasta la
superficie, se enfran y vuelven a descender.
Fotosfera:es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la parte
del Sol que nosotros vemos, la superficie. Desde aqu se irradia luz
y calor al espacio. La temperatura es de unos 5.000C. En la
fotosfera aparecen las manchas oscuras y las fculas que son
regiones brillantes alrededor de las manchas, con una temperatura
superior a la normal de la fotosfera y que estn relacionadas con
los campos magnticos del Sol.
Cromosfera:slo puede ser vista en la totalidad de un eclipse de
Sol. Es de color rojizo, de densidad muy baja y de temperatura
altsima, de medio milln de grados. Est formada por gases
enrarecidos y en ella existen fortsimos campos magnticos.
Corona:capa de gran extensin, temperaturas altas y de bajsima
densidad. Est formada por gases enrarecidos y gigantescos campos
magnticos que varan su forma de hora en hora. sta capa es
impresionante vista durante la fase de totalidad de un eclipse de
Sol.DISTANCIAS ASTRONOMICASUnidades de distanciaCules son las
unidades de distancia que se utilizan en Astronoma?Kilmetro.Ao Luz
(AL) : 10 billones de kilmetros. Parsec : 3,26 A.L. (3 aos luz,
algo ms de 32 billones de kilmetros).Unidad Astronmica: 150
millones de kilmetros. Hay otra unidad ms que se llama Tiempo Luz.
Es el equivalente a considerar la distancia recorrida por la luz en
un tiempo determinado. Por ejemplo, se utiliza para medir el mes
luz (distancia recorrida por la luz en un mes) o el da luz
(distancia recorrida por la luz en da) o el segundo luz. Todo esto
da una idea de distancia. Cuanto mayor es el nmero en tiempo
(cuanto mayor es la cifra que yo estoy tomando) ms lejos est el
objeto que estoy considerando.Hay algunas otras unidades de
distancia pero no se utilizan en Astronoma. Todo el mundo utiliza
estas unidades de distancia y no otras, por suerte.
DistanciasAhora vamos a ver cules son las distancias, cunto
tarda la luz en llegar a determinado lugar. Vamos a poner un
ejemplo que se utiliza muchsimo porque es muy claro para entender
las distancias y los tamaos de las cosas en el universo, que en
verdad son muy grandes. El ejemplo es muy simple: vamos a pensar
que tenemos una nave espacial que puede viajar a la velocidad de la
luz (cosa que no puede suceder). Vamos a pensar cunto tiempo tarda
esta nave en llegar a cada lugar para darnos una idea de las
distancias y los tamaos de estos sitios.Desde la Tierra a la Luna
1, 3 segundosDesde la Tierra Al Sol 8 minutos 18 seg.Desde el Sol A
Plutn 5 horas 30 minutos Desde el Sol A Alfa Centauro 4 aos y 4
mesesDatos: La luz viaja a 300 mil kilmetros por segundo. La luna
est a 380 mil kilmetros promedio de distancia de la Tierra. La luz
podra dar casi ocho vueltas completas alrededor de la Tierra en un
segundo.Viendo estas cifras, podemos comprender lo difcil que es
dimensionar estos tiempos para la mente humana. Imaginmonos
viajando en esta nave espacial: cinco horas y media las cuento con
el reloj y llegamos a los confines del Sistema Solar, no hay ningn
problema. Despus giro la nave hacia Alfa Centauro (la estrella mas
cercana despus que el Sol) y viajo dos das, tres, cuatro das, una
semana, quince das; un mes, dos, tres; dos aos, tres aos. Recin a
los cuatro aos y cuatro meses llego a la estrella ms cercana! Esto
les da una idea de lo minsculo que es nuestro Sistema Solar con
respecto a la distancia que hay a las estrellas. Nuestro Sistema
Solar es muy pequeo en relacin a todo el sistema de estrellas que
tenemos alrededor.La Va Lctea.Nuestro Sistema Solar y alfa Centauro
estn dentro de un sistema mayor que se llama la Va Lctea. La Va
Lctea es una galaxia. Una galaxia es un grupo de estrellas muy
grande que viven y se mueven todas juntas. La Va Lctea tiene 100
mil millones de estrellas. Su forma es espiral, como se ve en este
dibujo a la izquierda.Imaginmonos nuevamente en nuestra situacin
terica: viajamos con nuestra nave espacial 25.000 aos hasta dnde
llegamos? Slo hasta el centro de nuestra galaxia. Si queremos
recorrerla desde desde una lado al otro tenemos que viajar 100.000
aos. Y estamos hablando solamente de viajar dentro de nuestra
propia galaxia, ni siquiera de salir ms all o de visitar otras
galaxias! (acurdense siempre que estamos viajando a la velocidad de
la luz).Las galaxias tienen muchas formas. La nuestra como dijimos-
tiene forma espiral. La galaxia espiral ms cercana a la nuestra se
llama Andrmeda, que es muy conocida. Cunto tardamos en llegar con
nuestra nave desde la Va Lctea hasta Andrmeda? Ms de 2 millones de
aos (2.300.000 aos exactamente). Como ven y como decamos- no hay
manera de hacerse un criterio de estas distancias. Por eso se
utiliza la velocidad de la luz como referencia. A simple vista,
podemos ver tres objetos externos a la Va Lctea: la galaxia de
Andrmeda (hacia el norte) y dos galaxias pequeas, enanas, que estn
alrededor de la nuestra, llamadas Las nubes de Magallanes. Las
nubes de Magallanes son dos galaxias que giran alrededor de nuestra
Va Lctea como si fueran dos satlites. Algo similar a lo que sucede
con nuestra Luna. En rigor, son lunas de la Va Lctea.Nada ms se ve
a simple vista. Pero imagnense lo que debe ser Andrmeda para que
podamos verla a 2 millones de A.L.. Es un monstruo. Las galaxias
tienen la costumbre de estar en familias. No les gusta estar solas.
Estn siempre en grupos que se llaman cmulos de galaxias. El cmulo
de galaxia ms cercano a nosotros se llama Virgo porque casualmente
est en direccin a la constelacin de Virgo. Para llegar a ese cmulo
de galaxias hay que viajar 60 millones de aos. Y es el cmulo ms
cercano! La Va Lctea, Andrmeda y Las nubes de Magallanes estn en un
cmulo llamado Grupo Local, que es un sistema pequeo de casi 30
galaxias. En otro 'barrio', cerca del Grupo Local, se encuentra el
cmulo Virgo. Para recorrer de punta a punta todo el universo
conocido, visible, hay que viajar 28 mil millones de aos. La vida
de la Tierra y del Sol para que tengan una idea- es de 5 mil
millones de aos, es decir que habra que viajar 6 vidas del Sol a la
velocidad de la luz para recorrer el universo completo. Desde la
Tierra hasta el lmite visible del universo hay 14 mil millones de
A.L. promedio.
APUNTES DE ASTRONOMA Y ASTROFSICA 3RO DE SECUNDARIA U E JOS
ALONSO DE IBEZESFERA CELESTECENITEs la interseccin de la vertical
de un lugar y la esfera celeste. Es el punto ms alto en el cielo
con relacin al observador, que se encuentra justo sobre su cabeza
(90). La vertical de un lugar, o direccin de la gravedad en ese
lugar, corta a la esfera celeste en dos puntos. El cnit es el punto
que se encuentra por encima de la cabeza del observador. NADIRLa
interseccin entre la vertical del observador y la esfera celeste.
Es decir: si imaginamos una recta que pasa por el centro de la
Tierra y por nuestra ubicacin en su superficie, el nadir se
encuentra sobre esa recta, por debajo de nuestros pies. En sentido
contrario se encuentra el cenit.Tambin se utiliza en trminos
solares como "el nadir del Soleado", que es la rbita ms baja
respecto al horizonte que sigue el Sol a las 12:00 en invierno.Por
extensin, nadir tambin se usa para referirse al punto ms bajo o al
momento de mayor adversidad de un procesoHORIZONTEHorizonteu
horizonte aparente (del griego "orizonta": limitar) es la "lnea"
que aparentemente separa el cielo y la tierra. Vista desde
cualquier ngulo esta lnea siempre aparece a la altura de los ojos
del espectador. Esta "lnea" involucra un espacio circular de la
superficie de la tierra.En otros dominios, el horizonte es definido
como un plano que pasa por el centro de la Tierra y es
perpendicular a la lnea cenit-nadir (un radio desde el centro de la
tierra hacia la superficie) ola vertical. Tal es elhorizonte
astronmicouhorizonte racional. Los trminos de su definicin
consideran que la esfera celeste no est centrada en el observador
sino que es concntrica a la esfera terrestre.Se definen otros tipos
dehorizontesatendiendo al punto de vista del observador: Horizonte
aparente: plano ideal tangente a la superficie de la Tierra en el
punto de observacin. Horizonte sensibleuhorizonte real: depende del
paisaje local (montaas, edificios, etc.) Horizonte geomtrico:
superficie cnica generada por la visual del observador dirigida a
la superficie terrestre en la lejana. Horizonte fsicouhorizonte
ptico: determinado por larefraccin atmosfrica, que permite ver por
debajo del horizonte real POLOSSon los dos puntos de la superficie
terrestre por donde la esfera terrestre es atravesada por el eje
terrestre. Al situado en el extremo norte se le llama polo norte,
boreal o rtico y al situado en el extremo sur polo sur, meridional
o antrtico.Los polos (norte y sur) tienen ambos una latitud
geogrfica de noventa grados (norte y sur respectivamente). Al ser
los puntos donde coinciden todos los meridianos, no tienen longitud
geogrfica.Las latitudes polares son las situadas por encima (en
trminos de latitud) de los crculos polares; donde se sitan las
regiones polares, que coinciden a grandes rasgos con la denominada
zona fra o de clima fro en climatologa.Puede hablarse de polos en
cualquier esfera con eje de rotacin, especialmente para los
planetas.PARALELOSSe denomina paralelo al crculo formado por la
interseccin de la esfera terrestre con un plano imaginario
perpendicular al eje de rotacin de la Tierra.Sobre los paralelos, y
a partir del meridiano de Greenwich, meridiano que se toma como
origen, se mide la longitud el arco de circunferencia expresado en
grados sexagesimales, que podr ser Este u Oeste, en funcin del
sentido de medida de la misma. A diferencia de los meridianos, los
paralelos no son circunferencias mximas pues, salvo el ecuador, no
contienen el centro de la Tierra.El ngulo formado por un meridiano
y la lnea ecuatorial se denomina latitud, la cual se discrimina
entre latitud Norte y latitud Sur segn el hemisferio.Tanto
meridianos como paralelos forman el sistema de coordenadas
geogrficas basado en latitud y longitud.MERIDIANOSLos meridianos
son los semicrculos mximos del geoide terrestre que pasan por los
polos (los meridianos son lneas imaginarias para determinar la
hora, el ao y dems) por extensin, son tambin los semicrculos mximos
que pasan por los polos de cualquier esfera o esferoide de
referencia. Todos los observadores situados sobre el mismo
meridiano ven al mismo tiempo, en la mitad iluminada de la Tierra,
al Sol en lo ms alto de su curso: el momento en que el Sol est en
lo ms alto de su curso indica el medioda (es decir, la mitad del
da).1En astronoma, el meridiano de referencia para las coordenadas
ecuatoriales es el que pasa por el punto de Aries, mientras que el
de referencia para las coordenadas horarias es el que pasa por el
cenit y el nadir del lugar.COORDENADAS GEOGRAFICASEl sistema
decoordenadas geogrficases unsistema de referenciaque utiliza las
dos coordenadas angulares,latitud(Norte y Sur) ylongitud(Este y
Oeste) y sirve para determinar los ngulos laterales de la
superficie terrestre (o en general de uncrculoo unesferoide). Estas
dos coordenadas angulares medidas desde el centro de laTierrason de
un sistema decoordenadas esfricasque estn alineadas con su eje de
rotacin. La definicin de un sistema de coordenadas geogrficas
incluye undatum, meridiano principal y unidad angular. Estas
coordenadas se suelen expresar engrados sexagesimales:
Lalatitudmide el ngulo entre cualquier punto y elecuador. Las lneas
de latitud se llamanparalelosy son crculos paralelos al ecuador en
la superficie de la Tierra. La latitud es el ngulo que existe entre
un punto cualquiera y el Ecuador, medida sobre el meridiano que
pasa por dicho punto. La distancia en km a la que equivale un grado
depende de la latitud, a medida que la latitud aumenta disminuyen
los kilmetros por grado. Para el paralelo del ecuador, sabiendo que
la circunferencia que corresponde al Ecuador mide 40.075,004 km, 1
equivale a 111,319 km. La latitud se suele expresar en grados
sexagesimales. Coordenadas geogrficas Todos los puntos ubicados
sobre el mismo paralelo tienen la misma latitud. Aquellos que se
encuentran al norte del Ecuador reciben la denominacin Norte (N).
Aquellos que se encuentran al sur del Ecuador reciben la
denominacin Sur (S). Se mide de 0 a 90. Al Ecuador le corresponde
la latitud 0. Los polos Norte y Sur tienen latitud 90 N y 90 S
respectivamente. Lalongitudmide el ngulo a lo largo del ecuador
desde cualquier punto de la Tierra. Se acepta
queGreenwichenLondreses la longitud 0 en la mayora de las
sociedades modernas. Las lneas de longitud son crculos mximos que
pasan por los polos y se llamanmeridianos. Para los meridianos,
sabiendo que junto con sus correspondientesantimeridianosse forman
circunferencias de 40.007 km de longitud, 1 equivale a 111,131
km.SOLSTICIOLos solsticios son los momentos del ao en los que el
Sol alcanza su mayor o menor altura aparente en el cielo, y la
duracin del da o de la noche son las mximas del ao,
respectivamente. Astronmicamente, los solsticios son los momentos
en los que el Sol alcanza la mxima declinacin norte (+23 27) o sur
(23 27) con respecto al ecuador terrestre.En el solsticio de verano
del hemisferio Norte el Sol alcanza el cenit al medioda sobre el
Trpico de Cncer y en el solsticio de invierno alcanza el cenit al
medioda sobre el Trpico de Capricornio. Ocurre dos veces por ao: el
20 o 21 de junio y el 21 o 22 de diciembre de cada ao.En el
solsticio de verano del hemisferio Sur el Sol alcanza el cenit al
medioda sobre el Trpico de Capricornio y en el solsticio de
invierno alcanza el cenit al medioda sobre el Trpico de Cncer.
Ocurre dos veces por ao: el 20 o 21 de diciembre y el 21 o 22 de
junio de cada ao.A lo largo del ao la posicin del Sol vista desde
la Tierra se mueve hacia el Norte y el Sur. La existencia de los
solsticios est provocada por la inclinacin del eje de la Tierra
sobre el plano de su rbita.En los das de solsticio, la longitud del
da y la latitud del Sol al medioda son mximas (en el solsticio de
verano) y mnimas (en el solsticio de invierno) comparadas con
cualquier otro da del ao. En la mayora de las culturas antiguas se
celebraban festivales conmemorativos de los solsticios.Las fechas
de los solsticios son idnticas al paso astronmico de la primavera
al verano y del otoo al invierno en zonas templadas. Las fechas del
solsticio de invierno y del solsticio de verano estn cambiadas para
ambos hemisferios.El solsticio es un trmino astronmico relacionado
con la posicin del Sol en el ecuador celeste. El nombre proviene
del latn solstitium (sol sistere o Sol quieto).EQUINOCCIOSSe
denomina equinoccio al momento del ao en que el Sol est situado en
el plano del ecuador terrestre, donde alcanza el cenit. El paralelo
de declinacin del Sol y el ecuador celeste entonces coinciden. La
palabra equinoccio proviene del latn aequinoctum y significa noche
igual.2Ocurre dos veces por ao: el 20 o 21 de marzo y el 22 o 23 de
septiembre de cada ao,3 pocas en que los dos polos de la Tierra se
encuentran a igual distancia del Sol, cayendo la luz solar por
igual en ambos hemisferios.Equinoccio son asimismo cada una de las
fechas en que los das tienen una duracin igual a la de las noches
en todos los lugares de la Tierra. En el equinoccio sucede el
cambio de estacin anual contraria en cada hemisferio de la
Tierra.
APUNTES DE ASTRONOMA Y ASTROFSICA 4TO DE SECUNDARIA U E JOS
ALONSO DE IBEZMagnitudes estelares: Cmo se miden las distancias a
estrellas y galaxias? Parte 1: Paralajes y CefeidasSeguramente han
escuchado o ledo en algn momento de sus vidas, que tal estrella se
encuentra a miles de aos luz de distancia, o que tal galaxia se
encuentra a millones de aos luz de distancia. Probablemente, al
enterarse de esto, se habrn preguntado,cmo demonios hace un
astrnomo para medir con tal precisin la distancia a un objeto que
se encuentra all fuera, en las increbles lejanas del espacio y del
tiempo, como una galaxia?
Supongo que nadie ha visto a un astronauta colocarse su traje,
tomar una cinta mtrica astronmica(graduada en parsecs o en aos
luz)y salir a nadar por los interminables espacios interestelares
para medir las distancias entre las estrellas;quizslo hagan, pero
nunca lo hemos visto. Bromas aparte, dada la imposibilidad obvia
del mtodo mencionado,los humanos tuvimos que ingeniarnos algunos
mtodos para medir las distancias estelares sin movernos de nuestra
bonita Tierra.
Para la medicin de distancias a objetoscercanos(hasta 100 aos
luz de distancia)se utiliza un mtodo denominado paralaje, pilar
bsico de la escala de distancias en astronoma. Para explicarlo de
manera muy resumida,la paralaje se calcula utilizando el ngulo
formado por la direccin de dos lneas visuales relativas a la
observacin de un objeto desde dos puntos de vista diferentes.
Representacin grfica del mtodo de la paralaje.
Para entenderlo de forma prctica, extiendan el brazo delante de
ustedes, levanten el dedo ndice, cierren un ojo y coloquen
visualmente la punta del dedo sobre algn objeto alejado. Ahora,
manteniendo el brazo y el dedo en la misma posicin, cierren el otro
ojo(abran el que tenan cerrado, sino no van a ver nada)y vern quela
punta del dedo ya no cubre al objeto alejado, sino que se ha
desplazado ligeramente.Es sobre esa diferencia en la posicin del
objeto, que se conoce como posicin aparente, donde se traza un
ngulo, se aplican clculos trigonomtricos y se determina la
distancia existente a ese objeto.
Transportando ese modelo ados puntos diferentes del planeta(o de
la rbita terrestre)ymidiendo la diferencia en la posicin aparente
de una estrella en relacin con el fondo, se puede determinar la
distancia a dicha estrella.Pero al momento de medir distancias a
estrellas o galaxias que superen los 100 aos luz, este mtodo falla.
Fue por esto que el genio deHubble(el cientfico, no el
telescopio)se apareci con un mtodo que podramos denominar
fantasiosamenteel mtodo de las lamparitas de 60 W.
Hagamos un ejercicio de imaginacin. Supongamos que estamos en un
campo y queremos medir la distancia a otro campo que se encuentra
muy alejado. Pero no vamos a utilizar ningn mtodo habitual de
medicin, dado que no podemos salir de nuestro campo(como tampoco
podemos medir las distancias astronmicas saliendo del planeta y
midiendo). En cambio,vamos a utilizar un mtodo bastante extico:
compramos muchas lamparitas de 60 W y las distribuimos por todo
nuestro campo.Entonces nos paramos en una posicin cualquiera del
campo y observamos las lamparitas: como es de esperarse,a aquellas
ms cercanas a nosotros las veremos brillar ms y a aquellas ms
lejanas las veremos brillar menos, aunque en realidad sabemos que
todas brillan con igual intensidad por ser de 60 W. Esto es
sumamente importante:todas las lamparitasbrillanigual, pero
lasvemos brillarde manera diferente.
Si sabemos cun luminosa es una vela y cun brillante la vemos,
podemos calcular a qu distancia se encuentra.
Esto nos permite definir un mtodo para establecer la distancia a
cualquier lamparita. Primeromedimos la distancia a una
lamparitacercanausando una cinta mtrica(ya se estarn imaginando,
por el uso de la palabracercana, que esto se relaciona con
laparalaje)y luego,usando unfotmetro, medimos cuanto la vemos
brillar.Ahorarepetimos el mismo procedimiento para una segunda
lamparitaque se encuentre a una distancia diferente, tambin
cercana. Entonces,comparando ambas distancias y ambos brillos
aparentes, sabemos ahora cuanto cambia el brillo observado de una
lamparita cuando cambia la distancia.
Ya contamos entonces con todas las herramientas para saber la
distancia a cualquier lamparita de nuestro propio campo. Basta con
medir el brillo de cualquiera de ellas usando el fotmetro y luego
aplicar la regla de tres simple:si cuando el cambio de brillo es
tanto, se encuentra a tal distancia, entonces cuando el cambio de
brillo es este otro, la distancia es esta otra.(Los clculos reales
son algo ms complicados, pero el mtodo es esencialmente el
mismo).
Sigamos usando la imaginacin, gastemos un poco ms de dinero
ycompremos muchas lamparitas de 60 W rojas.Si las mezclamos con el
resto, podemos seguir utilizando el mtodo descripto, siempre y
cuando trabajemos con lamparitas rojas.Podemos entonces conocer
perfectamente la distancia a cualquier lamparita roja de 60 W, pero
no a lamparitas de otra potencia u otro color.
Comparacin entre brillos de lamparitas de 60w y brillos de
estrellas cefeidas en las galaxias.
Supongamos ahora que convencemos al dueo del otro campo
lejano(al cual queremos medir la distancia)paraque compre
lamparitas de todo tipo, incluyendo algunas rojas de 60 W.Entonces
podramos utilizar nuestro mtodo original para medir la distancia a
las lamparitas rojas del otro campo.A esas escalas, si estamos
midiendo distancias en centenares de kilmetros, no importar en que
parte de nuestro campo nos encontremos, algunos pocos metros de
distancia no sern importantes. Podemos concluir, entonces, quela
distancia entre los campos ser igual a la distancia que hay entre
nosotros y cualquier lamparita roja de 60 W del otro campo.
Probablemente se estn preguntando,de qu sirve este mtodo?No
puede ser til para la medicin de distancias astronmicas, dado que
el espacio no est poblado por objetos con un mismo brillo, sino por
estrellas, galaxias y otros objetos brillando cada uno con su
propia intensidad. Dnde conseguiremos lamparitas rojas de 60 W en
el cielo?Bueno, aunque parezca increble, existen:se
denominanestrellas cefeidas.
Las cefeidas son una clase particular deestrellas variables,cuyo
brillo intrnseco(sus watts)vara rtmicamente con un perodo muy
regular.Al mismo tiempo,cada cefeida tiene su propio periodo de
variacin de brillo.Esta variacin en la luminosidad de las cefeidas
se produce por unaserie de contracciones y expansiones que se dan
en la misma estrella.
Fotografa de la estrella cefeida Cepheid L Carinae. Crditos:
ESO.
De manera muy simplificada,cuando la estrella se contrae se
produce un aumento de temperatura en las regiones centrales, lo
cual incrementa el nmero de reacciones nucleares yprovoca un
aumento global de luminosidad.El aumento de energa liberada detiene
la contraccin y hace que las capas exteriores se dilaten,entonces
la estrella se expande, disminuyendo su temperatura y su
luminosidad.Al contrario de lo que se pensara comnmente,cuando las
dimensiones de la cefeida son menores, mayor es la luminosidad que
emite, y viceversa.
Otra caracterstica importante de las cefeidas es quesi dos de
ellas tienen el mismo periodo(tardan la misma cantidad de tiempo en
cambiar su brillo)entonces tienen el mismo brillo intrnseco(tienen
los mismos watts). Aqu arribamos entonces a la solucin
definitiva:si encontramos estrellas cefeidas en nuestra
galaxia(nuestro campo)y en otra galaxia alejada(el campo
alejado)que tengan el mismo periodo, podemos medir cuanto las vemos
brillar y usarlas como lamparitas de 60 W rojas, determinando de
esa forma la distancia a otras galaxias.
Este fue el mtodo creado y utilizado por Hubble para determinar
las distancias a otras galaxias que, por cierto, en esa poca se
crea que eran nebulosas; todava no se saba que en realidad eran
otras galaxias diferentes a la nuestra con cientos de miles de
millones de estrellas en ellas. Gracias a esto se pudo determinar
quelas otras galaxias(y las cefeidas en ellas)estaban a distancias
muchsimo ms grandes que las estrellas de nuestra galaxia. Y este
fue el paso crucial que determin que el Universo es un lugar mucho
ms enorme de lo que podramos pensar.
La Va LcteaUn camino en el cielo
En noches serenas podemos ver una franja blanca que atraviesa el
cielo de lado a lado, con muchas estrellas.Son slo una pequea parte
de nuestros vecinos. Entre todos formamos la Va Lctea. Los romanos
la llamaron "Camino de Leche", que es lo que significa via lactea
en latn.La Va Lctea es nuestra galaxia
El Sistema Solar est en uno de los brazos de la espiral, a unos
30.000 aos luz del centro y unos 20.000 del extremo.La Via Lctea s
una galaxia grande, espiral y puede tener unos 100.000 millones de
estrellas, entre ellas, el Sol. En total wide unos 100.000 aos luz
de dimetro y tiene una masa de ms de dos billones de veces la del
Sol.Cada 225 millones de aos el Sistema Solar completa un giro
alrededor del centro de la galaxia. Se mueve a unos 270 km. por
segundo.No podemos ver el brillante centro porque se interponen
materiales opacos, polvo csmico y gases fros, que no dejan pasar la
luz. Se cree que contiene un poderoso agujero negro.La Va Lctea
tiene forma de lente convexa. El ncleo tiene una zona central de
forma elptica y unos 8.000 aos luz de dimetro. Las estrellas del
ncleo estn ms agrupadas que las de los brazos. A su alrededor hay
una nube de hidrgeno, algunas estrellas y cmulos estelares.La Va
Lctea forma parte del Grupo Local
Junto con las galaxias de Andrmeda (M31) y del Tringulo (M33),
las Nubes de Magallanes (satlites de la Va Lctea), las galaxias M32
y M110 (satlites de Andrmeda), galaxias y nebulosas ms pequeas y
otros sistemas menores, forman un grupo vinculado por la
gravedad.En total hay unas 30 galaxias que ocupan un rea de unos 4
millones de aos luz de dimetro.Todo el gupo orbita alrededor del
gran cmulo de galaxias de Virgo, a unos 50 millones de aos luz.
ESTRUCTURA, COMPOSICIN Y DIMENSIONES DE LA VA LCTEAEl nombre de
nuestra Galaxia, Va Lctea, proviene del latn y significa camino de
leche. Este nombre fue implementado por los griegos y surgi de la
mitologa.Al estar mamando el hijo de Zeus, Heracles (o Hrcules) del
pecho de Hera, la leche se derram, creando as el camino de leche.
Existen dos historias de cmo llega a suceder esto; la primera dice
que Hermes llev al nio a donde se encontraba Hera para que mamara
de su pecho mientras ella dorma. Al despertar y descubrir al nio,
lo retira de su pecho tan bruscamente que la leche sigui manando.
La otra versin cuenta que Atenea convenci a Hera para que lo
amamantara, pero al estar hacindolo, el nio la lastima y la leche
se riega.Los primeros estudios realizados a la Va Lctea se remontan
hasta el siglo V a.C. hechos por Demcrito, quien fue el primero en
observar una faja blanquecina en la bveda celeste y afirmar que sta
estaba constituida por grandes cantidades de estrellas.Galileo
Galilei fue capaz de observar las estrellas al utilizar el
telescopio que l mismo invent en 1609, confirmando as lo dicho por
Demcrito.Nuestra Galaxia se ubica en el plano del Ecuador galctico
de un sistema de estrellas, esto quiere decir que se encuentra a la
mitad del sistema y forma parte de un conjunto de galaxias llamado
Grupo Local, entre las cuales se encuentran las galaxias de
Andrmeda, la Gran y Pequea Nube de Magallanes, NGC 221 y NGC 205
entre otras.En cuanto a la composicin y forma de la Va Lctea, se
conocen, gracias a las tecnologas actuales, datos y cifras que hace
apenas algunos aos eran imposibles de conocer. Se sabe, por ejemplo
que la Va Lctea, es una galaxia de forma espiral barrada. Esto
significa que sus brazos se desprenden en forma de barras desde su
ncleo.La Galaxia en la que habitamos posee dos brazos espirales
principales: el brazo de Escudo-Centauro y el brazo de Perseo.
Alrededor de la barra central se disponen dos pequeos brazos,
denominados brazos cercano y lejano. Posee adems tres brazos
menores, los de Norma, Sagitario y Externo y un pequeo
desprendimiento llamado espoln de Orin, que es donde se encuentra
nuestro Sistema Solar.Aunque los clculos que se realizan para
conocer las longitudes de la Va Lctea son bastante exactos, no se
conocen los medidas precisas, pero si se tienen aproximados. El
dimetro de la Galaxia, por ejemplo, tiene una medida estimada de
100 000 aos-luz, mientras que su espesor se calcula que mide entre
10 000 y 18 000 aos-luz. Otro dato del que se tienen cifras
aproximadas es de la cantidad de estrellas existentes en la Va
Lctea. Se dice que hay entre 150 000 y 400 000 millones de estos
astros brillantes.
La distancia del Sol al centro de la Galaxia. Un punto ms de
controversia ya que mientras unas fuentes aseguran que es de 33 000
aos-luz, otras indican que es de 26 000 aos-luz y algunas otras
aseveran que es de 27 7000 aos-luz.La Va Lctea est dividida en tres
partes que son:1) HALO.Es una estructura esferoidal que envuelve a
la Galaxia compuesta principalmente por estrellas rojas y
amarillas, nubes de gas y una gran cantidad de materia oscura.2)
DISCO.Es aqu donde se encuentran los brazos descritos antes adems
de estrellas blancas, blancas azules o jvenes y mucho gas. Es en el
disco donde se dan los procesos de formacin estelar.3) BULBO.Posee
un tamao de 16 000 aos-luz. El bulbo esta ubicado en el centro, la
zona de la Galaxia con la mayor cantidad de estrellas.Estudios y
teoras recientes aseguran que en el cetro galctico se encuentra
tambin un agujero negro supermasivo. Estas conclusiones se apoyan
en el hecho de que una estrella gira en torno al centro
galctico.Origen del Sistema Solar.Se calcula que el Sistema Solar
se cre hace unos 4 600 millones de aos como resultado de la
contraccin de una nube de gas y polvo a causa de la fuerza de
gravedad. Despus de esto, comenz a girar, tal vez debido a la
explosin de una supernova cercana. Esta teora e conocida como teora
de la ACRECIN.
En la regin central se fue acumulando la mayor parte de la
materia, pero la temperatura y la presin eran tan altas que los
gases se empezaron a condensar en slidos a grandes distancias del
centro, crendose as los planetas.Antes de poder llegar a esta
teora, se formularon otras, pero al comprobar sus incongruencias
fueron descartadas. Como la de Pierre Simn Laplace, quien en 1976
propuso que los astros se desprendieron de una inmensa nebulosa en
rotacin.Otras teoras importantes fueron las de Moulton y
Chamberlain y la de J. Jeans, quienes suponen que el acercamiento
de un estrella propici que se levantaran en el Sol inmensas mareas
de cuya masa se formaron lo planetas.El fsico alemn Carl von
Weizcker formul la hiptesis de las turbulencias o nube de polvo, la
cual sostiene que a a partir de una nebulosa, formada por hidrgeno
y helio, se formaron masas rocosas, que dieron origen a los planeta
y satlites.Opinin personal.De acuerdo a las diferentes teoras
analizadas, creo que el Universo fue creado por explosiones de
diferentes magnitudes que fueron dando paso a la creacin desde el
mismo universo, hasta los planetas.Aunque las teoras no han sido
comprobadas an, y siguen siendo slo eso, teoras, podemos llegar a
una conclusin coherente de la formacin de sta galaxia y de otras
tan slo analizndolas.Para mi punto de vista, hay algunas cosas que
los humanos simplemente nunca podremos comprender, pero est en
nuestra naturaleza el querer saber, as que seguiremos tratando de
encontrar una teora que por fin pueda ser aceptada y comprobada por
todos.